قزم بني

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 31 صور
الموسوعة الحرة
تصور فني لقزم بني من النوع T
للمقارنة: معظم الأقزام البنية أكبر قليلاً من كوكب المشتري في الحجم (15-20%)، [ 1 ] لكنها لا تزال أضخم منه بما يصل إلى 80 ضعفاً بسبب كثافتها العالية. الصورة مرسومة وفقاً للمقياس، حيث يبلغ نصف قطر المشتري 11 ضعف نصف قطر الأرض، ونصف قطر الشمس 10 أضعاف نصف قطر المشتري.

الأقزام البنية هي أجرام دون نجمية ذات كتلة أكبر من أكبر الكواكب الغازية العملاقة ، ولكنها أقل من أصغر نجوم التسلسل الرئيسي كتلةً . تبلغ كتلتها ما يقارب 13 إلى 80 ضعف كتلة كوكب المشتري ( MJ ) [ a ] [ 2 ] ، وهي كتلة غير كافية لاستمرار الاندماج النووي للهيدروجين إلى هيليوم في نواتها، ولكنها كافية لإصدار بعض الضوء والحرارة من اندماج الديوتيريوم ( 2H ) ، وهو نظير للهيدروجين يحتوي على نيوترون وبروتون، ويمكن أن يحدث اندماجه عند درجات حرارة منخفضة. أما الأقزام البنية الأكثر كتلة (> 65 MJ ) فيمكنها دمج الليثيوم ( 7Li ).  

يصنف علماء الفلك الأجرام ذاتية الإضاءة حسب نوعها الطيفي ، وهو تصنيف يرتبط ارتباطًا وثيقًا بدرجة حرارة سطحها - فالأقزام البنية تشغل الأنواع M  (2100-3500 كلفن )، وL (1300-2100 كلفن)، وT (600-1300 كلفن)، وY (أقل من 600 كلفن). [ 3 ] [ 4 ] ولأن الأقزام البنية لا تخضع لاندماج هيدروجيني مستقر، فإنها تبرد بمرور الوقت، وتنتقل تدريجيًا عبر الأنواع الطيفية اللاحقة مع تقدمها في العمر.       

يشير مصطلح "البني" في مصطلح "القزم البني" إلى لون يقع بين الأحمر والأسود. [ 5 ] بالعين المجردة، تبدو معظم الأقزام البنية بلون أرجواني أو بنفسجي أو حتى أسود، بينما تظهر بعضها بألوان مختلفة تبعًا لدرجة حرارتها. [ 3 ] [ 6 ] قد تكون الأقزام البنية ذات حمل حراري كامل ، دون طبقات أو تمايز كيميائي حسب العمق. [ 7 ]

على الرغم من أن وجودها نُظِّر له نظريًا في ستينيات القرن الماضي، إلا أنه لم يتم اكتشاف أول الأقزام البنية بشكل قاطع إلا في عام ١٩٩٤. [ ٨ ] نظرًا لانخفاض درجة حرارة سطح الأقزام البنية نسبيًا، فإنها لا تُصدر ضوءًا ساطعًا في نطاق الأطوال الموجية المرئية، حيث تُصدر معظم ضوئها في نطاق الأشعة تحت الحمراء . ومع ذلك، مع ظهور أجهزة كشف الأشعة تحت الحمراء الأكثر كفاءة، تم تحديد آلاف الأقزام البنية. تقع أقرب الأقزام البنية المعروفة في نظام لوهمان ١٦ ، وهو نظام ثنائي من الأقزام البنية من النوعين L وT، على بُعد حوالي ٦.٥ سنة ضوئية (٢.٠ فرسخ فلكي ) من الشمس. يُعد لوهمان ١٦ ثالث أقرب نظام إلى الشمس بعد ألفا قنطورس ونجم برنارد .

تاريخ

الجسم الأصغر هو Gliese 229B، الذي تبلغ كتلته حوالي 20 إلى 50 ضعف كتلة كوكب المشتري، ويدور حول النجم Gliese 229. وهو يقع في كوكبة الأرنب ، على بعد حوالي 19 سنة ضوئية من الأرض.

التنظير المبكر

الكواكب، والأقزام البنية، والنجوم (ليست على المقياس)

في ستينيات القرن العشرين، وضع شيف كومار نظرية وجود أجسام تُعرف الآن بالأقزام البنية ؛ وكانت تُسمى في الأصل بالأقزام السوداء ، [ 9 ] وهو تصنيف للأجسام المظلمة دون النجمية التي تسبح بحرية في الفضاء والتي لم تكن كتلتها كافية للحفاظ على اندماج الهيدروجين. ومع ذلك:

(أ) كان  مصطلح القزم الأسود مستخدمًا بالفعل للإشارة إلى القزم الأبيض البارد.
(ب) الأقزام الحمراء تندمج الهيدروجين 
(ج)  قد تكون هذه الأجسام مضيئة بأطوال موجية مرئية في وقت مبكر من حياتها.

لهذا السبب، اقتُرحت أسماء بديلة لهذه الأجرام، منها الكوكب النجمي والنجم الفرعي . في عام ١٩٧٥، كانت جيل تارتر ، ضمن أطروحتها للدكتوراه في جامعة كاليفورنيا في بيركلي، أول من اقترح مصطلح "القزم البني" لوصف هذه الأجرام ، مستخدمةً اللون البني كلون "يقع بين الأحمر والأسود"، مما يوحي بأن الأقزام تبدو خافتة ومظلمة وباهتة، على الرغم من أنها ليست بنية اللون تمامًا . [ ٥ ] [ ١٠ ] [ ١١ ]

لا يزال مصطلح "القزم الأسود" يُستخدم للإشارة إلى قزم أبيض برد إلى درجة أنه لم يعد يُصدر كميات كبيرة من الضوء. ومع ذلك، يُحسب أن الوقت اللازم حتى لأصغر قزم أبيض كتلةً ليبرد إلى هذه الدرجة أطول من عمر الكون الحالي؛ لذا يُتوقع ألا تكون هذه الأجسام موجودة بعد. [ 12 ]

أشارت النظريات المبكرة المتعلقة بطبيعة النجوم ذات الكتلة الأدنى وحد احتراق الهيدروجين إلى أن جرمًا من المجموعة الأولى بكتلة أقل من 0.07 كتلة شمسية ( M☉ ) أو جرمًا من المجموعة الثانية بكتلة أقل من 0.09 M☉ لن يمر أبدًا بالتطور النجمي الطبيعي وسيتحول إلى نجم متدهور تمامًا . [ 13 ] يُطلق على القزم البني الناتج أحيانًا اسم النجم الفاشل . [ 14 ] أكدت أول حسابات متسقة ذاتيًا للحد الأدنى لكتلة احتراق الهيدروجين قيمة تتراوح بين 0.07 و0.08 كتلة شمسية لأجرام المجموعة الأولى. [ 15 ] [ 16 ]    

اندماج الديوتيريوم

اكتشاف اندماج الديوتيريوم حتى 0.013 كتلة شمسية ( أثارت دراسة طاقة 13.6 مليون كتلة شمسية  وتأثير تكوّن الغبار في الغلاف الجوي الخارجي البارد للأقزام البنية في أواخر ثمانينيات القرن الماضي تساؤلات حول هذه النظريات. مع ذلك، كان من الصعب العثور على هذه الأجرام لأنها لا تُصدر أي ضوء مرئي تقريبًا. تتركز أقوى انبعاثاتها في طيف الأشعة تحت الحمراء ، وكانت أجهزة الكشف الأرضية عن الأشعة تحت الحمراء غير دقيقة بما يكفي في ذلك الوقت لتحديد أي قزم بني بسهولة.

ومنذ ذلك الحين، سعت العديد من عمليات البحث باستخدام طرق مختلفة إلى العثور على هذه الأجسام. وشملت هذه الطرق مسوحات التصوير متعددة الألوان حول نجوم الحقل، ومسوحات التصوير للرفقاء الخافتين للأقزام الرئيسية والأقزام البيضاء ، ومسوحات التجمعات النجمية الشابة ، ومراقبة السرعة الشعاعية للرفقاء القريبين.

الملاحظات الأولية

لسنوات عديدة، باءت محاولات اكتشاف الأقزام البنية بالفشل: فهي خافتة للغاية وتُصدر معظم ضوئها في الجزء القريب من الأشعة تحت الحمراء من الطيف. ثم في منتصف التسعينيات، تم اكتشاف العديد من الأقزام البنية. [ 14 ]

تيد  1 والفئة M

في عام 1994، اكتشف علماء الفيزياء الفلكية الإسبان رافائيل ريبولو (رئيس الفريق)، وماريا روزا زاباتيرو-أوسوريو، وإدواردو ل. مارتين قزمًا بنيًا مؤكدًا من الفئة "M". [ 17 ] وقد أُطلق على هذا الجسم، الذي عُثر عليه في عنقود الثريا المفتوح، اسم تيد 1. [ 18 ] [ 19 ]

اكتُشف تيد 1 في صور التقطها فريق معهد الفيزياء الفلكية لجزر الكناري (IAC) في 6  يناير 1994 باستخدام  تلسكوب 80 سم (IAC  80) في مرصد تيد ، وسُجّل طيفه لأول مرة في ديسمبر 1994 باستخدام  تلسكوب ويليام هيرشل 4.2 متر في مرصد روكي دي لوس موتشاتشوس (لا بالما). أمكن تحديد بُعد تيد  1 وتركيبه الكيميائي وعمره نظرًا لانتمائه إلى عنقود الثريا النجمي الفتيّ. وباستخدام أحدث نماذج تطور النجوم ودون النجوم في ذلك الوقت، قدّر الفريق  كتلة تيد 1 بـ 55 ± 15 كتلة شمسية ، [ 20 ] وهي أقل من الحد الأدنى لكتلة النجوم. وأصبح هذا الجسم مرجعًا في الدراسات اللاحقة المتعلقة بالأقزام البنية الفتية. 

نظرياً، لا يستطيع القزم البني الذي تقل كتلته عن 65 مليون كتلة شمسية حرق الليثيوم عن طريق الاندماج النووي الحراري في أي مرحلة من مراحل تطوره. تُعد هذه الحقيقة أحد مبادئ اختبار الليثيوم المستخدمة لتقييم الطبيعة شبه النجمية للأجرام الفلكية ذات الإضاءة المنخفضة ودرجة حرارة السطح المنخفضة. 

أظهرت بيانات طيفية عالية الجودة، جُمعت بواسطة تلسكوب كيك  1 في نوفمبر 1995، أن تيد  1 لا يزال يحتفظ بوفرة الليثيوم الأولية للسحابة الجزيئية الأصلية التي تشكلت منها نجوم الثريا، مما يثبت عدم وجود اندماج نووي حراري في نواته. وقد أكدت هذه الملاحظات بشكل قاطع أن تيد  1 قزم بني، بالإضافة إلى كفاءة اختبار الليثيوم الطيفي . [ 21 ]

لفترة من الزمن،  كان تيد 1 أصغر جسم معروف خارج المجموعة الشمسية تم تحديده عن طريق الرصد المباشر. ومنذ ذلك الحين،  تم تحديد أكثر من 1800 قزم بني، [ 22 ] حتى أن بعضها قريب جدًا من الأرض، مثل إبسيلون إندي  با و بي بي، وهو زوج من الأقزام البنية المرتبطة جاذبيًا بنجم شبيه بالشمس على بعد 12  سنة ضوئية من الشمس، [ 23 ] ولوهمان 16، وهو نظام ثنائي من الأقزام البنية على بعد 6.5  سنة ضوئية من الشمس.

Gliese 229B والفئة T

اكتُشف أول قزم بني من الفئة "T" عام 1994 على يد علماء الفلك في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ( كالتك)، شرينيفاس كولكارني ، وتاداشي ناكاجيما، وكيث ماثيوز، وريبيكا أوبنهايمر ، [ 24 ] وعالمي جامعة جونز هوبكنز، صموئيل تي. دورانس وديفيد غوليموفسكي. وتأكد وجوده عام 1995 كنجم مرافق شبه نجمي لنجم غليس 229. يُعد غليس 229b أحد أول مثالين على وجود دليل واضح على قزم بني، إلى جانب تيد 1. وقد تم تأكيد وجودهما عام 1995، حيث تم التعرف عليهما من خلال وجود  خط الليثيوم عند 670.8 نانومتر. وتبين أن درجة حرارة ولمعان الأخير أقل بكثير من النطاق النجمي.

أظهر طيفها القريب من الأشعة تحت الحمراء بوضوح نطاق امتصاص للميثان عند 2  ميكرومتر، وهي سمة لم تُلاحظ سابقًا إلا في أغلفة الكواكب العملاقة وقمر تيتان التابع لكوكب زحل . ولا يُتوقع امتصاص الميثان عند أي درجة حرارة لنجم من نجوم التسلسل الرئيسي. وقد ساعد هذا الاكتشاف في تحديد فئة طيفية أخرى أبرد من الأقزام من النوع L، تُعرف باسم " الأقزام من النوع T"، والتي يُعدّ نجم غليس 229b نموذجًا أوليًا لها.   

GD  165B والفئة L

في عام ١٩٨٨، تم اكتشاف نجم مرافق خافت للنجم القزم الأبيض GD 165 خلال بحث بالأشعة تحت الحمراء عن الأقزام البيضاء.  كان طيف النجم المرافق GD 165B أحمر اللون وغامضًا، إذ لم يُظهر أيًا من السمات المتوقعة لنجم قزم أحمر منخفض الكتلة . واتضح أن GD 165B يجب تصنيفه كجسم أكثر برودة بكثير من أحدث الأقزام الحمراء من النوع M المعروفة آنذاك. وظل GD 165B فريدًا لما يقرب من عقد من الزمان حتى ظهور مسح السماء الكامل بالأشعة تحت الحمراء ( 2MASS ) في عام ١٩٩٧، والذي اكتشف العديد من الأجسام ذات الألوان والسمات الطيفية المشابهة.

على الرغم من أن اكتشاف أبرد قزم كان ذا أهمية بالغة في ذلك الوقت، إلا أنه كان هناك جدل حول ما إذا  كان سيتم تصنيف GD 165B كقزم بني أم مجرد نجم منخفض الكتلة للغاية، لأنه من الصعب جدًا التمييز بينهما من الناحية الرصدية. [ 25 ] [ 26 ] واليوم،  يُعرف GD 165B بأنه النموذج الأولي لفئة من الأجرام تُسمى الآن "أقزام L". [ 27 ] [ 28 ]

نظرية

تشكيل

تم اقتراح خمس نظريات مختلفة لتكوين الأقزام البنية: [ 29 ]

  • ينتج عن انهيار النواة الضخمة شظايا ذات كتل مختلفة؛ ويمنع القص المدّي الشظايا ذات الكتلة المنخفضة من النمو؛
  • يتم قذف الشظايا ذات الكتلة المنخفضة في النواة المنهارة قبل أن تتمكن من النمو عن طريق التراكم؛
  • يتم تجريد الشظايا ذات الكتلة المنخفضة في النواة المنهارة من الغاز المحيط بها بواسطة الإشعاع المؤين من النجوم الضخمة الساخنة من نوع OB ؛
  • تفتت المادة وقذفها اللاحق في القرص المحيط بنجم كبير؛
  • يؤدي الانهيار الجاذبي لسحب الغاز الجزيئي المضطربة إلى نطاق كتل للنواة المنهارة؛ وتؤدي أصغر الكتل إلى نجوم منخفضة الكتلة وأقزام بنية.

تتنبأ الآلية الأخيرة، وهي التفتت المضطرب، برصد الأقزام البنية في ظروف أكثر بكثير من الآليات الأخرى، وهو ما يتوافق مع الرصد. قد تحدث الآليات الأخرى أيضًا، ولكن لم يتم العثور على دليل قاطع على ذلك. [ 29 ]

تطور

إذا كانت الكتلة الأولية للنجم الأولي أقل من 0.08 كتلة شمسية تقريبًا ، فلن تبدأ تفاعلات الاندماج النووي الحراري للهيدروجين في النواة. لا يُسخّن الانكماش الجاذبي النجم الأولي الصغير بكفاءة عالية، وقبل أن ترتفع درجة الحرارة في النواة بما يكفي لبدء الاندماج، تصل الكثافة إلى النقطة التي تتراص فيها الإلكترونات بكثافة كافية لتوليد ضغط انحلال الإلكترون الكمي . ووفقًا لنماذج باطن الأقزام البنية، يُتوقع أن تكون الظروف النموذجية في النواة من حيث الكثافة ودرجة الحرارة والضغط كما يلي: 

  • 10ز/جم3≲ρج≲103ز/جم3{\displaystyle 10\,\mathrm {g/cm^{3}} \,\lesssim \,\rho _{c}\,\lesssim \,10^{3}\,\mathrm {{g}/{cm^{3}}} }
  • تيج≲3×106ك{\displaystyle T_{c}\lesssim 3\times 10^{6}\,\mathrm {K} }
  • Pج∼105مبأر.{\displaystyle P_{c}\sim 10^{5}\,\mathrm {Mbar} .}

هذا يعني أن النجم الأولي ليس ضخمًا أو كثيفًا بما يكفي للوصول إلى الظروف اللازمة لاستدامة اندماج الهيدروجين. وتمنع ضغط انحلال الإلكترونات المادة المتساقطة من الوصول إلى الكثافات والضغوط المطلوبة.

يُمنع المزيد من الانكماش بفعل الجاذبية، والنتيجة هي قزم بني يبرد ببساطة عن طريق إشعاع طاقته الحرارية الداخلية. تجدر الإشارة إلى أنه من حيث المبدأ، من الممكن أن يكتسب القزم البني كتلة ببطء فوق حد احتراق الهيدروجين دون بدء اندماج الهيدروجين. يمكن أن يحدث هذا عن طريق انتقال الكتلة في نظام ثنائي من الأقزام البنية. [ 30 ]

الأقزام البنية ذات الكتلة العالية مقابل النجوم ذات الكتلة المنخفضة

يتواجد الليثيوم عادةً في الأقزام البنية، وليس في النجوم منخفضة الكتلة. تستنفد النجوم التي تصل إلى درجة الحرارة العالية اللازمة لاندماج الهيدروجين الليثيوم بسرعة. يحدث اندماج الليثيوم-7 مع بروتون ، مُنتجًا نواتين من الهيليوم-4 . درجة الحرارة اللازمة لهذا التفاعل أقل بقليل من تلك اللازمة لاندماج الهيدروجين. يضمن الحمل الحراري في النجوم منخفضة الكتلة استنفاد الليثيوم في كامل حجم النجم في نهاية المطاف. لذلك، يُعد وجود خط طيف الليثيوم في قزم بني مُحتمل مؤشرًا قويًا على أنه بالفعل جسم دون نجمي.

اختبار الليثيوم

الأجسام التي تزيد كتلتها عن 63 ميغا جول تحرق نظائر الليثيوم لتكوين الهيليوم. أما الأقزام التي تزيد كتلتها عن 65 ميغا جول، فيمكنها حرق الليثيوم الموجود فيها عند بلوغها نصف مليار سنة. [ 32 ] ولذلك، استُخدم وجود خط طيف الليثيوم الذري في الأصل كاختبار للأجسام دون النجمية القديمة، وهو ما يُعرف باختبار الليثيوم . ومع ازدياد معرفتنا بالأجسام دون النجمية، يُصنّف هذا الاختبار الآن الأقزام البنية إلى فئتين. [ 33 ] [ 34 ] 

غاز الميثان في الغلاف الجوي

تكون الأقزام البنية القديمة باردة بما يكفي (1000 كلفن) بحيث يمكن لغلافها الجوي أن يحتفظ بكميات قابلة للملاحظة من غاز الميثان . ومن بين الأقزام التي تم تأكيد وجودها بهذه الطريقة، نذكر Gliese 229B . [ 35 ]

سحب من الحديد والسيليكات والكبريتيد

نماذج السحب للأقزام البنية من النوع T المبكر SIMP J0136+09 و 2MASS J2139+02 (اللوحتان على اليسار) والقزم البني من النوع T المتأخر 2M0050–3322.

تُستخدم السحب لتفسير ضعف خط طيف هيدريد الحديد (FeH) في الأقزام البنية المتأخرة من النوع L. تعمل السحب الحديدية على استنزاف FeH في الغلاف الجوي العلوي، وتحجب طبقة السحب الرؤية إلى الطبقات السفلية التي لا تزال تحتوي على FeH. يُفسر تعزيز هذا المركب الكيميائي لاحقًا عند درجات حرارة منخفضة في الأقزام البنية المتوسطة إلى المتأخرة من النوع T بالسحب المضطربة التي تسمح للتلسكوب بالنظر إلى الطبقات الأعمق من الغلاف الجوي التي لا تزال تحتوي على FeH. [ 36 ] تُظهر الأقزام البنية الشابة من النوع L/T (L2-T4) تقلبًا كبيرًا ، والذي يمكن تفسيره بالسحب، أو البقع الساخنة، أو الشفق القطبي الناتج عن المجال المغناطيسي، أو عدم الاستقرار الكيميائي الحراري . [ 37 ] تُفسر سحب هذه الأقزام البنية إما على أنها سحب حديدية ذات سماكة متفاوتة، أو طبقة سحابية حديدية سميكة سفلية وطبقة سحابية سيليكاتية علوية . يمكن أن تتكون طبقة السحابة السيليكاتية العلوية هذه من الكوارتز ، أو الإينستاتيت ، أو الكوروندوم ، أو الفوستريت . [ 38 ] [ 39 ] مع ذلك، ليس من الواضح ما إذا كانت السحب السيليكاتية ضرورية دائمًا للأجرام الفتية. [ 40 ] يمكن رصد امتصاص السيليكات مباشرةً في نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة عند 8 إلى 12 ميكرومترًا. وقد أظهرت عمليات الرصد باستخدام جهاز Spitzer IRS أن امتصاص السيليكات شائع، ولكنه ليس منتشرًا في جميع الأقزام من النوع L2 إلى L8. [ 41 ] بالإضافة إلى ذلك، رصد جهاز MIRI امتصاص السيليكات في النجم المرافق VHS 1256b ذي الكتلة الكوكبية . [ 42 ]

لا يحدث هطول الحديد كجزء من عمليات الحمل الحراري في الغلاف الجوي إلا في الأقزام البنية، وليس في النجوم الصغيرة. ولا تزال الأبحاث الطيفية حول هطول الحديد جارية، ولكن ليس بالضرورة أن تُظهر جميع الأقزام البنية هذه الظاهرة الجوية الشاذة. في عام 2013، تم تصوير غلاف جوي غير متجانس يحتوي على الحديد حول المكون B في نظام لوهمان 16 القريب. [ 43 ]

بالنسبة للأقزام البنية المتأخرة من النوع T، لم تُجرَ سوى عمليات بحث قليلة عن المتغيرات. يُتوقع أن تتشكل طبقات سحابية رقيقة في هذه الأقزام من الكروم وكلوريد البوتاسيوم ، بالإضافة إلى العديد من الكبريتيدات . تشمل هذه الكبريتيدات كبريتيد المنغنيز ، وكبريتيد الصوديوم ، وكبريتيد الزنك . [ 44 ] يُفسر وجود طبقة علوية من سحب كلوريد البوتاسيوم، وطبقة وسطى من سحب كبريتيد الصوديوم، وطبقة سفلية من سحب كبريتيد المنغنيز، بوجود سحب متقطعة في الطبقتين العلويتين. قد يُفسر وجود السحب غير المنتظمة في الطبقتين العلويتين سبب تغير نطاقات الميثان وبخار الماء. [ 45 ]

عند أدنى درجات الحرارة للقزم Y WISE 0855-0714، يمكن أن تغطي طبقات السحب المتقطعة من الكبريتيد وسحب جليد الماء 50٪ من السطح. [ 46 ]

الأقزام البنية منخفضة الكتلة مقابل الكواكب عالية الكتلة

تصور فني للقزم البني حول النجم HD 29587 ، وهو نجم مرافق يُعرف باسم HD 29587 b ، ويُقدر أن كتلته تبلغ حوالي 55 ضعف كتلة كوكب المشتري.

المعيار الحالي للاتحاد الفلكي الدولي

لا يملك الاتحاد الفلكي الدولي حاليًا تعريفًا رسميًا للقزم البني. ويعتبر التعريف العملي أي جسم تزيد كتلته عن 13 كتلة شمسية ( الحد الأقصى لكتلة الاندماج النووي الحراري للديوتيريوم) قزمًا بنيًا بغض النظر عن مكان تكوّنه. أما الجسم الذي تقل كتلته عن هذه الكتلة ويدور حول نجم أو بقايا نجمية فيُعتبر كوكبًا. ويمكن تسمية أي جسم حرّ تقل كتلته عن هذا الحد بـ"قزم بني فرعي" أو "أجسام ذات كتلة كوكبية حرة". [ 47 ] وتشكل الكتلة الدنيا اللازمة لبدء احتراق الهيدروجين المستدام (حوالي 80 كتلة شمسية ) الحد الأعلى لهذا التعريف.  

غموض الحجم واحتراق الوقود

لطالما كان الخط الفاصل بين الكواكب والأقزام البنية مثيراً للجدل. [ 48 ] إذ تفضل مجموعات مختلفة من العلماء وضع حد أقصى للكتلة، بينما يشير آخرون إلى عملية التكوين أو الظروف المدارية. [ 49 ]

جميع الأقزام البنية لها نفس نصف قطر كوكب المشتري تقريبًا. عند الحد الأعلى لنطاق كتلتها ( 60-90 كتلة شمسية )، يُحدد حجم القزم البني بشكل أساسي بضغط انحلال الإلكترونات الحرة ، [ 49 ] كما هو الحال في الأقزام البيضاء؛ وعند الحد الأدنى للنطاق ( 10 كتلة شمسية )، يُحدد حجمها بشكل أساسي بانحلال الإلكترونات المقيدة أو مبدأ استبعاد باولي ، كما هو الحال في الكواكب. والنتيجة النهائية هي أن أنصاف أقطار الأقزام البنية لا تختلف إلا بنسبة 10-15% فقط ضمن نطاق الكتل الممكنة. علاوة على ذلك، لا تُظهر علاقة الكتلة بنصف القطر أي تغيير من كتلة زحل تقريبًا إلى بداية احتراق الهيدروجين (  0.080 ± 0.008 كتلة شمسية  )، مما يشير إلى أن الأقزام البنية، من هذا المنظور، هي ببساطة كواكب عملاقة ذات كتلة عالية. [ 50 ] وهذا ما يجعل تمييزها عن الكواكب أمراً صعباً.

بالإضافة إلى ذلك، فإن العديد من الأقزام البنية لا تخضع للاندماج؛ حتى تلك الموجودة في الطرف الأعلى من نطاق الكتلة (أكثر من 60 مليون جول ) تبرد بسرعة كافية بحيث أنها بعد 10 ملايين سنة لم تعد تخضع لاندماج الديوتيريوم .  

تعريف الأقزام البنية

تُعدّ أطياف الأشعة السينية والأشعة تحت الحمراء علامات دالة على وجود الأقزام البنية. بعضها يُصدر أشعة سينية ، وتستمر جميع الأقزام "الدافئة" في التوهج بشكل واضح في أطياف الأشعة الحمراء والأشعة تحت الحمراء حتى تبرد إلى درجات حرارة تُشبه درجات حرارة الكواكب (أقل من1000  ألف ).

يُثار جدلٌ أيضًا حول ما إذا كان من الأنسب تعريف الأقزام البنية من خلال عملية تكوينها بدلًا من حدود كتلتها النظرية المستندة إلى تفاعلات الاندماج النووي. [ 3 ] وفقًا لهذا التفسير، تُعرَّف الأقزام البنية بأنها الأجسام التي تمثل أقل نواتج عملية تكوين النجوم كتلةً ، بينما الكواكب هي أجسام تتشكل في قرص تراكمي يحيط بنجم. يُعتقد أن أبرد الأجسام الحرة المكتشفة، مثل WISE 0855 ، بالإضافة إلى أقل الأجسام الشابة المعروفة كتلةً، مثل PSO J318.5−22 ، لها كتل أقل من 13 كتلة شمسية ، ونتيجةً لذلك، يُشار إليها أحيانًا باسم أجسام ذات كتلة كوكبية نظرًا للغموض الذي يكتنف تصنيفها ككواكب شاذة أو أقزام بنية. توجد أجسام ذات كتلة كوكبية معروفة تدور حول الأقزام البنية، مثل 2M1207b و 2MASS J044144b و Oph 98 B. 

يُعدّ حدّ كتلة 13 ضعف كتلة المشتري قاعدةً تقريبيةً وليست قيمةً ذات دلالة فيزيائية دقيقة. فالأجسام الأكبر حجمًا تحرق معظم الديوتيريوم الموجود فيها، بينما تحرق الأجسام الأصغر حجمًا كميةً قليلةً فقط، وتقع قيمة كتلة 13 ضعف كتلة المشتري في مكان ما بينهما. [ 51 ] كما تعتمد كمية الديوتيريوم المحترقة إلى حدّ ما على تركيب الجسم، وتحديدًا على كمية الهيليوم والديوتيريوم الموجودة فيه، وعلى نسبة العناصر الأثقل، التي تحدد عتامة الغلاف الجوي ، وبالتالي معدل التبريد الإشعاعي. [ 52 ]

في عام 2011، أدرجت موسوعة الكواكب الخارجية أجسامًا تصل كتلتها إلى 25  ضعف كتلة كوكب المشتري، مشيرةً إلى أن "عدم وجود سمة مميزة حول كتلة 13 ضعف كتلة المشتري في طيف الكتلة المرصود يعزز قرار تجاهل هذا الحد الكتلي". [ 53 ] وفي عام 2016، رُفع هذا الحد إلى 60 ضعف كتلة كوكب المشتري، [ 54 ] استنادًا إلى دراسة علاقات الكتلة بالكثافة. [ 55 ] 

يضم مستكشف بيانات الكواكب الخارجية أجسامًا تصل كتلتها إلى 24  ضعف كتلة كوكب المشتري، مع التنبيه التالي: "  إن تمييز المجموعة العاملة التابعة للاتحاد الفلكي الدولي لكتلة 13 ضعف كتلة كوكب المشتري غير مبرر فيزيائيًا للكواكب ذات النوى الصخرية، كما أنه يمثل إشكالية رصدية بسبب غموض قيمة sin  i ." [ 56 ] ويضم أرشيف ناسا للكواكب الخارجية أجسامًا بكتلة (أو كتلة دنيا) تساوي أو تقل عن 30 ضعف كتلة كوكب المشتري. [ 57 ]

قزم بني فرعي

مقارنة في الحجم بين الشمس ، وقزم بني صغير، وكوكب المشتري . مع تقدم القزم البني في العمر، سيبرد تدريجياً ويتقلص حجمه.

تتشكل الأجسام التي تقل كتلتها عن 13 كتلة شمسية ، والتي تُسمى الأقزام البنية الفرعية أو الأقزام البنية ذات الكتلة الكوكبية ، من خلال انهيار سحابة غازية ، بنفس طريقة تشكل النجوم والأقزام البنية، ولكن كتلتها أقل من الحد الأدنى للكتلة اللازمة للاندماج النووي الحراري للديوتيريوم . [ 58 ] يطلق عليها بعض الباحثين اسم الكواكب الحرة، [ 59 ] بينما يطلق عليها آخرون اسم الأقزام البنية ذات الكتلة الكوكبية. [ 60 ] 

دور الخصائص الفيزيائية الأخرى في تقدير الكتلة

على الرغم من أن الخصائص الطيفية قد تساعد في التمييز بين النجوم منخفضة الكتلة والأقزام البنية، إلا أنه غالبًا ما يكون من الضروري تقدير الكتلة للوصول إلى استنتاج. تقوم النظرية الكامنة وراء تقدير الكتلة على أن الأقزام البنية ذات الكتلة المتقاربة تتشكل بطريقة متشابهة وتكون ساخنة عند تشكلها. بعضها له أنواع طيفية مشابهة للنجوم منخفضة الكتلة، مثل 2M1101AB . ومع تبريدها، من المفترض أن تحتفظ الأقزام البنية بنطاق من اللمعان يعتمد على كتلتها. [ 61 ]

بدون معرفة العمر واللمعان، يصعب تقدير الكتلة؛ فعلى سبيل المثال، قد يكون القزم البني من النوع L قزمًا بنيًا قديمًا ذو كتلة عالية (ربما نجمًا منخفض الكتلة) أو قزمًا بنيًا شابًا ذو كتلة منخفضة جدًا. أما بالنسبة للأقزام من النوع Y، فهذه مشكلة أقل، إذ تبقى أجسامًا منخفضة الكتلة قريبة من حد ما دون القزم البني ، حتى مع تقديرات عمرية عالية نسبيًا. [ 62 ] بالنسبة للأقزام من النوعين L وT، لا يزال من المفيد الحصول على تقدير دقيق للعمر. يُعد اللمعان هنا الخاصية الأقل أهمية، إذ يمكن تقديره من توزيع الطاقة الطيفية . [ 63 ] يمكن تقدير العمر بطريقتين: إما أن يكون القزم البني شابًا ولا يزال يحمل خصائص طيفية مرتبطة بالشباب، أو أن يتحرك القزم البني مع نجم أو مجموعة نجمية ( عنقود نجمي أو تجمع نجمي )، حيث يسهل الحصول على تقديرات العمر. أحد الأقزام البنية الصغيرة جدًا التي خضعت لمزيد من الدراسة باستخدام هذه الطريقة هو 2M1207 ورفيقه 2M1207b . بناءً على الموقع والحركة الذاتية والبصمة الطيفية، تم تحديد انتماء هذا الجسم إلى تجمع TW Hydrae الذي يبلغ عمره حوالي 8 ملايين سنة ، وتم تحديد كتلة النجم الثانوي بـ 8 ± 2 M J ، وهي أقل من حد احتراق الديوتيريوم . [ 64 ] مثال على عمر قديم جدًا تم الحصول عليه باستخدام طريقة الحركة المشتركة هو النظام الثنائي COCONUTS-1 المكون من قزم بني وقزم أبيض ، حيث يُقدر عمر القزم الأبيض بـيبلغ عمره 7.3 مليار سنة (+2.8 مليار سنة) و1.6 مليار سنة (-1.6 مليار سنة ). في هذه الحالة، لم تُقدَّر الكتلة باستخدام العمر المُستنتج، ولكن الحركة المشتركة وفرت تقديرًا دقيقًا للمسافة، باستخدام قياسات اختلاف المنظر من مرصد غايا . وباستخدام هذا القياس، قدّر الباحثون نصف القطر، والذي استُخدم بعد ذلك لتقدير كتلة القزم البني.15.4 +0.9 −0.8 M J . [ 65 ]

ملاحظات

تصنيف الأقزام البنية

الفئة الطيفية M

رؤية الفنان لقزم من النوع M المتأخر

هذه أقزام بنية ذات فئة طيفية M5.5 أو أحدث؛ وتُسمى أيضًا بالأقزام البنية المتأخرة من النوع M. جميع الأقزام البنية ذات النوع الطيفي M هي أجرام فتية، مثل تيد 1 ، وهو أول قزم بني من النوع M تم اكتشافه، و LP 944-20 ، وهو أقرب قزم بني من النوع M.

الفئات الطيفية L

تصور الفنان لقزم من نوع L

السمة المميزة للفئة الطيفية M، وهي أبرد أنواع النجوم في التسلسل النجمي الكلاسيكي العريق، هي طيفها البصري الذي تهيمن عليه نطاقات امتصاص جزيئات أكسيد التيتانيوم (TiO) وأكسيد الفاناديوم (VO). مع ذلك، لم يُظهر النجم GD 165 B، وهو النجم البارد المرافق للقزم الأبيض GD 165، أيًا من سمات TiO المميزة للأقزام M. أدى اكتشاف العديد من الأجرام المشابهة لـ GD 165B لاحقًا إلى تعريف فئة طيفية جديدة، هي الأقزام L ، والتي تُعرَّف في المنطقة البصرية الحمراء من الطيف ليس بنطاقات امتصاص أكاسيد المعادن (TiO، VO)، بل بنطاقات انبعاث هيدريدات المعادن ( FeH ، CrH ، MgH ، CaH ) وخطوط ذرية بارزة للمعادن القلوية (Na، K، Rb، Cs). اعتبارًا من عام 2013 تم تحديد أكثر من 900 قزم من النوع L ، [ 22 ] معظمها من خلال مسوحات واسعة المجال: مسح السماء الكامل بالأشعة تحت الحمراء القريبة ( 2MASS )، ومسح الأشعة تحت الحمراء القريبة العميقة للسماء الجنوبية (DENIS)، ومسح سلون الرقمي للسماء (SDSS). تحتوي هذه الفئة الطيفية أيضًا على أبرد نجوم التسلسل الرئيسي (>  80 M J )، والتي تنتمي إلى الفئات الطيفية من L2 إلى L6. [ 66 ] 

الفئة الطيفية T

تصور الفنان لقزم من نوع تي

بما أن GD 165B هو النموذج الأولي للأقزام من النوع L، فإن Gliese 229 B هو النموذج الأولي لفئة طيفية جديدة ثانية، وهي الأقزام من النوع T. تتميز الأقزام من النوع T  بلونها الوردي المائل إلى الأرجواني. في حين تُظهر أطياف الأشعة تحت الحمراء القريبة (NIR) للأقزام من النوع L نطاقات امتصاص قوية للماء ( H₂O ) وأول أكسيد الكربون (CO)، فإن طيف الأشعة تحت الحمراء القريبة لـ Gliese 229B يهيمن عليه نطاقات امتصاص الميثان (CH₄ ) ، وهي سمة لا توجد في النظام الشمسي إلا في الكواكب العملاقة وتيتان . يُضفي امتصاص الميثان والماء والهيدروجين الجزيئي ( H₂ ) الناتج عن التصادم (CIA) اللون الأزرق للأقزام من النوع Gliese 229B في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة. كما يفتقر طيفه البصري الأحمر شديد الانحدار إلى نطاقات FeH وCrH التي تميز الأقزام من النوع L ، وبدلاً من ذلك يتأثر بخصائص امتصاص واسعة بشكل استثنائي من الفلزات القلوية الصوديوم والبوتاسيوم . دفعت هذه الاختلافات ج. ديفي كيركباتريك إلى اقتراح الفئة الطيفية T للأجسام التي تُظهر امتصاص CH4 في نطاقي H وK. اعتبارًا من عام 2013 كان معروفًا 355 قزمًا من النوع T. [ 22 ] وقد طوّر آدم بورغاسر وتوم جيبال مؤخرًا أنظمة تصنيف للأقزام من النوع T باستخدام الأشعة تحت الحمراء القريبة. تشير النظرية إلى أن الأقزام من النوع L هي مزيج من نجوم منخفضة الكتلة جدًا وأجرام شبه نجمية (أقزام بنية)، بينما تتكون فئة الأقزام من النوع T بالكامل من الأقزام البنية. نظرًا لامتصاص الصوديوم والبوتاسيوم في الجزء الأخضر من طيف الأقزام من النوع T، يُقدّر أن مظهرها الفعلي للعين البشرية ليس بنيًا، بل أرجوانيًا . [ 67 ] [ 68 ] حدّت الملاحظات المبكرة من مدى بُعد الأقزام من النوع T التي يمكن رصدها. وقد تم رصد أقزام بنية من النوع T، مثل WISE 0316+4307 ، على بُعد أكثر من 100 سنة ضوئية من الشمس. رصدت عمليات الرصد باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي الأقزام من النوع T مثل UNCOVER-BD-1 على مسافة تصل إلى 4500 فرسخ فلكي من الشمس.

الفئة الطيفية Y

رؤية الفنان لقزم من النوع Y

في عام 2009، قُدِّرت درجات الحرارة الفعالة لأبرد الأقزام البنية المعروفة بين 500 و600 كلفن (227-327 درجة مئوية ؛ 440-620 درجة فهرنهايت ) ، وصُنِّفت ضمن الفئة الطيفية T9. ومن الأمثلة على ذلك الأقزام البنية CFBDS J005910.90–011401.3 و ULAS J133553.45+113005.2 و ULAS J003402.77−005206.7 . [ 69 ] تُظهر أطياف هذه الأجرام قمم امتصاص حول 1.55 ميكرومتر. [ 69 ] وقد اقترح ديلورم وآخرون أن هذه السمة ناتجة عن امتصاص الأمونيا ، وأن هذا يُعد مؤشرًا على الانتقال من النوع T إلى النوع Y، مما يجعل هذه الأجرام من النوع Y0. [ 69 ] [ 70 ] ومع ذلك، يصعب تمييز هذه الخاصية عن امتصاص الماء والميثان ، [ 69 ] وقد ذكر مؤلفون آخرون أن تصنيفها ضمن الفئة Y0 سابق لأوانه. [ 71 ]   

يُعدّ WISE 0458+6434 أول قزم بني فائق البرودة (نقطة خضراء) تم اكتشافه بواسطة مرصد WISE . ويأتي اللونان الأخضر والأزرق من أطوال موجية تحت الحمراء تم تحويلها إلى ألوان مرئية.

تمكن تلسكوب جيمس ويب الفضائي، في أول دراسة لتوزيع الطاقة الطيفية لقزم من النوع Y، من رصد عدة نطاقات من الجزيئات في الغلاف الجوي للقزم Y0 المسمى WISE 0359−5401 . شملت عمليات الرصد التحليل الطيفي من 1 إلى 12 ميكرومتر، والقياس الضوئي عند 15 و18 و21 ميكرومتر. تم رصد جزيئات الماء (H₂O ) ، والميثان (CH₄ ) ، وأول أكسيد الكربون (CO)، وثاني أكسيد الكربون (CO₂ ) ، والأمونيا (NH₃ ) في WISE 0359−5401. وقد رُصدت العديد من هذه الخصائص سابقًا في هذا القزم Y وفي أقزام T الأكثر دفئًا بواسطة مراصد أخرى، إلا أن تلسكوب جيمس ويب تمكن من رصدها جميعًا في طيف واحد. يُعدّ الميثان المصدر الرئيسي للكربون في الغلاف الجوي لنجم WISE 0359−5401، إلا أن كمية الكربون المتبقية كافية لتكوين أول أكسيد الكربون (عند 4.5-5.0 ميكرومتر) وثاني أكسيد الكربون (عند 4.2-4.35 ميكرومتر) في هذا النجم القزم من النوع Y، ما يجعل رصد الأمونيا صعبًا قبل تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST)، نظرًا لتداخلها مع طيف امتصاص الماء في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة، وكذلك عند 5.5-7.1 ميكرومتر. عند أطوال موجية أطول تتراوح بين 8.5 و12 ميكرومتر، يهيمن امتصاص الأمونيا على طيف WISE 0359−5401. كما تم رصد طيف إضافي للأمونيا حديثًا عند 3 ميكرومتر. [ 72 ]

الفئة الطيفية المقترحة H

في عام 2025، اقترح الفلكيان كيفن لومان وكاتارينا ألفيس دي أوليفيرا فئة طيفية جديدة هي H ( الهيدروكربون ). وباستخدام بيانات من تلسكوب جيمس ويب الفضائي ، حددا العديد من الأقزام البنية في منطقة تكوين النجوم IC 348 ، والتي تتميز بكتل منخفضة للغاية (كثير منها أقل من حد احتراق الديوتيريوم) ولها خط امتصاص عند 3.4 ميكرومتر يتوافق مع هيدروكربون أليفاتي لم يتم تحديده بعد. من شأن خط الامتصاص هذا أن يُعرّف الفئة H. [ 73 ]

دور الخلط الرأسي

المسارات الكيميائية الرئيسية التي تربط بين أول أكسيد الكربون والميثان. تم تمييز الجذور الحرة قصيرة العمر بنقطة. مقتبس من زانلي ومارلي [ 74 ]

في الغلاف الجوي للأقزام البنية، الذي يهيمن عليه الهيدروجين، يوجد توازن كيميائي بين أول أكسيد الكربون والميثان . يتفاعل أول أكسيد الكربون مع جزيئات الهيدروجين مُكَوِّنًا الميثان والهيدروكسيل . قد يتفاعل جذر الهيدروكسيل لاحقًا مع الهيدروجين مُكَوِّنًا جزيئات الماء. في الاتجاه المعاكس للتفاعل، يتفاعل الميثان مع الهيدروكسيل مُكَوِّنًا أول أكسيد الكربون والهيدروجين. يميل التفاعل الكيميائي نحو أول أكسيد الكربون عند درجات الحرارة المرتفعة (الأقزام من النوع L) والضغط المنخفض. عند درجات الحرارة المنخفضة (الأقزام من النوع T) والضغط المرتفع، يميل التفاعل نحو الميثان، ويسود الميثان عند الحد الفاصل بين النوعين T و Y. مع ذلك، قد يؤدي الاختلاط الرأسي للغلاف الجوي إلى هبوط الميثان إلى الطبقات السفلى من الغلاف الجوي وصعود أول أكسيد الكربون من هذه الطبقات السفلية الأكثر سخونة. يتفاعل أول أكسيد الكربون ببطء ليتحول مرة أخرى إلى ميثان بسبب حاجز طاقة يمنع تكسر روابط CO . يُجبر هذا الغلاف الجوي المرئي للقزم البني على أن يكون في حالة عدم توازن كيميائي. ويُعرَّف الانتقال من الحالة L إلى الحالة T بشكل أساسي بالانتقال من غلاف جوي يهيمن عليه أول أكسيد الكربون في الأقزام من النوع L إلى غلاف جوي يهيمن عليه الميثان في الأقزام من النوع T. وبالتالي، يمكن أن تدفع كمية الاختلاط الرأسي الانتقال من L إلى T إلى درجات حرارة أقل أو أعلى. يصبح هذا الأمر مهمًا للأجسام ذات الجاذبية السطحية المعتدلة والأغلفة الجوية الممتدة، مثل الكواكب الخارجية العملاقة . يدفع هذا الانتقال من L إلى T إلى درجات حرارة أقل للكواكب الخارجية العملاقة. بالنسبة للأقزام البنية، يحدث هذا الانتقال عند حوالي 1200 كلفن. من ناحية أخرى، لا يُظهر الكوكب الخارجي HR 8799c أي ميثان، على الرغم من أن درجة حرارته تبلغ 1100 كلفن. [ 74 ]

غالبًا ما يُعرَّف الانتقال بين الأقزام من النوع T والأقزام من النوع Y عند 500 كلفن نظرًا لقلة الرصد الطيفي لهذه الأجرام الباردة والخافتة. [ 75 ] قد تُحسِّن عمليات الرصد المستقبلية باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) والتلسكوبات الكبيرة جدًا ( ELTs ) من عينة الأقزام من النوع Y ذات الأطياف المرصودة. تهيمن على الأقزام من النوع Y خصائص طيفية عميقة للميثان وبخار الماء، وربما خصائص امتصاص للأمونيا وجليد الماء . [ 75 ] قد يؤثر الاختلاط الرأسي، والسحب، والفلزية، والكيمياء الضوئية ، والبرق ، والصدمات الناتجة عن الاصطدام، والمحفزات المعدنية على درجة الحرارة التي يحدث عندها الانتقال من النوع L/T ومن النوع T/Y. [ 74 ]

الميزات الثانوية

الأنواع الطيفية للأقزام البنية
الميزات الثانوية
عضلات الصدرهذه اللاحقة (مثل L2pec) تعني "غريب". [ 76 ]
sdيشير هذا البادئة (مثل sdL0) إلى قزم فرعي ، ويدل على انخفاض نسبة المعادن واللون الأزرق. [ 77 ]
βالأجسام التي تحمل اللاحقة بيتا (β) (مثل L4β) لها جاذبية سطحية متوسطة. [ 78 ]
γالأجسام التي تحمل اللاحقة غاما (γ) (مثل L5γ) لها جاذبية سطحية منخفضة. [ 78 ]
أحمريشير اللاحق الأحمر (مثل L0red) إلى الأشياء التي لا تظهر عليها علامات الحداثة، ولكنها تحتوي على نسبة عالية من الغبار. [ 79 ]
أزرقيشير اللاحقة الزرقاء (مثل L3blue) إلى ألوان زرقاء غير عادية في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة للأقزام من النوع L التي لا تظهر فيها نسبة معدنية منخفضة بشكل واضح. [ 80 ]

تتميز الأقزام البنية الفتية بانخفاض جاذبيتها السطحية نظرًا لكبر نصف قطرها وانخفاض كتلتها مقارنةً بنجوم المجال من نفس النوع الطيفي. يُشار إلى هذه المصادر بالحرف بيتا (β) للدلالة على جاذبية سطحية متوسطة، أو غاما (γ) للدلالة على جاذبية سطحية منخفضة. تشمل مؤشرات الجاذبية السطحية المنخفضة خطوط CaH وKI وNa I الضعيفة، بالإضافة إلى خط VO القوي. [ 78 ] يشير الحرف ألفا (α) إلى الجاذبية السطحية العادية، وعادةً ما يُحذف. في بعض الأحيان، يُشار إلى الجاذبية السطحية المنخفضة للغاية بالحرف دلتا (δ). [ 80 ] اللاحقة "pec" تعني "غريب"؛ ولا تزال هذه اللاحقة تُستخدم لوصف خصائص أخرى غير عادية، وتلخص خصائص مختلفة، مثل الجاذبية السطحية المنخفضة، والأقزام الفرعية، والأنظمة الثنائية غير القابلة للتحليل. [ 81 ] يشير البادئة sd إلى قزم فرعي ، وتشمل فقط الأقزام الفرعية الباردة. يشير هذا البادئة إلى انخفاض نسبة المعادن وخصائص حركية أقرب إلى نجوم الهالة منها إلى نجوم القرص . [ 77 ] تبدو الأقزام الفرعية أكثر زرقة من أجسام القرص. [ 82 ] يصف اللاحقة الحمراء الأجسام ذات اللون الأحمر، ولكنها أقدم عمرًا. لا يُفسر هذا بانخفاض جاذبية السطح، بل بارتفاع محتوى الغبار. [ 79 ] [ 80 ] يصف اللاحقة الزرقاء الأجسام ذات الألوان الزرقاء في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة والتي لا يمكن تفسيرها بانخفاض نسبة المعادن. يُفسر بعضها على أنها أنظمة ثنائية من نوع L+T، بينما لا تُفسر أخرى على أنها أنظمة ثنائية، مثل 2MASS J11263991−5003550 ، ويُفسر بعضها بسحب رقيقة و/أو كبيرة الحبيبات. [ 80 ]

الخصائص الطيفية والجوية للأقزام البنية

رسم توضيحي للفنان يُظهر البنية الداخلية لقزم بني. طبقات السحب عند أعماق معينة مُزاحة نتيجة لتغير الطبقات.

يقع معظم التدفق الإشعاعي المنبعث من الأقزام من النوعين L و T ضمن نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة الذي يتراوح طول موجته بين 1 و 2.5 ميكرومتر. وتؤدي درجات الحرارة المنخفضة والمتناقصة خلال المراحل المتأخرة من سلسلة الأقزام من النوع M و L و T إلى طيف غني في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة ، يحتوي على مجموعة واسعة من الخصائص، بدءًا من خطوط ضيقة نسبيًا للذرات المتعادلة وصولًا إلى نطاقات جزيئية عريضة، وكلها تعتمد بشكل مختلف على درجة الحرارة والجاذبية والفلزية . علاوة على ذلك، تُهيئ ظروف درجات الحرارة المنخفضة هذه الظروف لتكثيف المادة من الحالة الغازية وتكوين الحبيبات.

تم قياس سرعة الرياح (Spitzer ST؛ تصور الفنان؛ 9 أبريل 2020) [ 83 ]

تتراوح درجات الحرارة النموذجية للأقزام البنية المعروفة من 2200 درجة مئوية إلى أقل من 100 درجة مئوية.750 كلفن  . [ 67 ] بالمقارنة مع النجوم التي تسخن نفسها بالاندماج النووي الداخلي المستمر، تبرد الأقزام البنية بسرعة مع مرور الوقت؛ وتبرد الأقزام ذات الكتلة الأكبر ببطء أكثر من الأقزام ذات الكتلة الأقل. هناك بعض الأدلة على أن تبريد الأقزام البنية يتباطأ عند الانتقال بين الفئتين الطيفيتين L وT (حوالي 1000 كلفن). [ 84 ]

كشفت عمليات رصد الأقزام البنية المرشحة المعروفة عن نمط من سطوع وخفوت انبعاثات الأشعة تحت الحمراء، مما يشير إلى وجود أنماط سحابية باردة نسبياً ومعتمة تحجب باطناً ساخناً تحركه رياح عاتية. ويُعتقد أن الطقس على هذه الأجرام قوي للغاية، يُضاهي عواصف كوكب المشتري الشهيرة، ولكنه يفوقها بكثير.

في 8 يناير 2013، قام علماء الفلك باستخدام تلسكوبي هابل وسبيتزر الفضائيين التابعين لناسا بدراسة الغلاف الجوي العاصف لقزم بني يُدعى 2MASS J22282889–4310262 ، مُنتجين بذلك أدق "خريطة جوية" لقزم بني حتى الآن. تُظهر هذه الخريطة سحبًا بحجم الكواكب مدفوعة بالرياح. يُعد هذا البحث الجديد خطوةً هامة نحو فهم أفضل ليس فقط للأقزام البنية، بل أيضًا لأغلفة الكواكب خارج المجموعة الشمسية. [ 85 ]

في أبريل 2020، أفاد العلماء بقياس سرعات الرياح التي بلغتتبلغ سرعة الرياح +650 ± 310  مترًا في الثانية (تصل إلى 1450 ميلًا في الساعة) على القزم البني القريب 2MASS J10475385+2124234 . ولحساب هذه القياسات، قارن العلماء الحركة الدورانية للظواهر الجوية، كما تم تحديدها من خلال تغيرات السطوع، بالدوران الكهرومغناطيسي الناتج عن باطن القزم البني. وقد أكدت النتائج التوقعات السابقة بأن الأقزام البنية تتميز برياح قوية. ويأمل العلماء أن تُستخدم طريقة المقارنة هذه لاستكشاف ديناميكيات الغلاف الجوي لأقزام بنية أخرى وكواكب خارج المجموعة الشمسية. [ 86 ]

تقنيات الرصد

مقارنة بين الأقزام البنية Teide 1 و Gliese 229 B و WISE 1828+2650 والقزم الأحمر Gliese 229A وكوكب المشتري وشمسنا

وقد تم استخدام أجهزة الكورونوغراف مؤخراً للكشف عن الأجسام الخافتة التي تدور حول النجوم المرئية الساطعة، بما في ذلك Gliese 229B.

تم استخدام التلسكوبات الحساسة المزودة بأجهزة اقتران الشحنات (CCDs) للبحث عن الأجسام الخافتة في التجمعات النجمية البعيدة، بما في ذلك Teide 1.

وقد أسفرت عمليات البحث واسعة النطاق عن تحديد أجسام خافتة فردية، مثل Kelu-1 (على بعد 30 سنة ضوئية).

غالباً ما يتم اكتشاف الأقزام البنية في عمليات المسح التي تهدف إلى اكتشاف الكواكب الخارجية . وتعمل طرق الكشف عن الكواكب الخارجية مع الأقزام البنية أيضاً، على الرغم من أن اكتشاف الأقزام البنية أسهل بكثير.

تُعدّ الأقزام البنية مصادر قوية لانبعاثات الراديو نظرًا لحقولها المغناطيسية القوية. وقد رصدت برامج الرصد في مرصد أريسيبو ومصفوفة التلسكوبات الكبيرة جدًا أكثر من اثني عشر جرمًا من هذا النوع، والتي تُسمى أيضًا بالأقزام فائقة البرودة لأنها تشترك في خصائص مغناطيسية مع أجرام أخرى من هذه الفئة. [ 87 ] ويتيح رصد انبعاثات الراديو من الأقزام البنية قياس قوة حقولها المغناطيسية بشكل مباشر.

المعالم الرئيسية

  • 1995: تم التحقق من أول قزم بني. تم رصد Teide 1 ، وهو جسم من نوع M8 في عنقود الثريا ، بواسطة كاميرا CCD في المرصد الإسباني روكي دي لوس موتشاتشوس التابع لمعهد الفيزياء الفلكية لجزر الكناري .
  • تم تأكيد أول قزم بني يحتوي على غاز الميثان. تم اكتشاف Gliese 229B وهو يدور حول القزم الأحمر Gliese 229 A (على بعد 20 سنة ضوئية) باستخدام كورونوغراف بصري تكيفي لتحسين وضوح الصور الملتقطة بواسطة التلسكوب العاكس ذي قطر 60 بوصة (1.5 متر) في مرصد بالومار على جبل بالومار في جنوب كاليفورنيا ؛ وأظهرت دراسة طيفية بالأشعة تحت الحمراء أجريت باستخدام تلسكوب هيل ذي قطر 200 بوصة (5.1 متر) وفرة في غاز الميثان.  
  • 1998: تم اكتشاف أول قزم بني ينبعث منه أشعة سينية. تم تحديد أن Cha Hα 1 ، وهو جسم من النوع M8 في سحابة الحرباء المظلمة الأولى، مصدر للأشعة السينية، على غرار النجوم المتأخرة الحملية. [ 88 ]
  • 15 ديسمبر 1999: رصد أول توهج للأشعة السينية من قزم بني. رصد فريق من جامعة كاليفورنيا، أثناء مراقبته للنجم LP 944-20 ( طاقة 60 كتلة شمسية ، على بعد 16 سنة ضوئية) عبر مرصد تشاندرا للأشعة السينية ، توهجًا استمر ساعتين. [ 89 ] 
  • 27 يوليو 2000: تم رصد أول انبعاث راديوي (في حالة التوهج والهدوء) من قزم بني. رصد فريق من الطلاب في مصفوفة التلسكوبات الكبيرة جدًا انبعاثًا من LP 944–20. [ 90 ]
  • 30 أبريل 2004: أول اكتشاف لكوكب خارجي مرشح يدور حول قزم بني: تم اكتشاف 2M1207b بواسطة VLT وهو أول كوكب خارجي يتم تصويره مباشرة. [ 91 ]
  • 20 مارس 2013: اكتشاف أقرب نظام قزم بني: لومان 16. [ 92 ]
  • 25 أبريل 2014: اكتشاف أبرد قزم بني معروف. يقع WISE 0855−0714 على بعد 7.2 سنة ضوئية (سابع أقرب نظام إلى الشمس) وتتراوح درجة حرارته بين -48 و -13  درجة مئوية. [ 93 ]

الأقزام البنية كمصادر للأشعة السينية

صورة تشاندرا للنجم LP 944-20 قبل التوهج وأثناءه

تشير التوهجات الناتجة عن الأشعة السينية من الأقزام البنية منذ عام ١٩٩٩ إلى تغيرات في المجالات المغناطيسية داخلها، على غرار تلك الموجودة في النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا. ورغم أنها لا تدمج الهيدروجين إلى هيليوم في نواتها كما تفعل النجوم، فإن الطاقة الناتجة عن اندماج الديوتيريوم والانكماش بفعل الجاذبية تُبقي باطنها دافئًا وتُولد مجالات مغناطيسية قوية. يكون باطن القزم البني في حالة غليان سريع، أو حالة حمل حراري. وعندما يقترن ذلك بالدوران السريع الذي تُظهره معظم الأقزام البنية، يُهيئ الحمل الحراري الظروف لتكوّن مجال مغناطيسي قوي ومتشابك بالقرب من السطح. وتعود أصول المجالات المغناطيسية التي ولّدت التوهج الذي رصده مرصد تشاندرا من النجم LP 944-20 إلى البلازما الممغنطة المضطربة الموجودة أسفل "سطح" القزم البني.

باستخدام مرصد تشاندرا للأشعة السينية التابع لناسا ، رصد العلماء أشعة سينية من قزم بني منخفض الكتلة ضمن نظام نجمي متعدد. [ 94 ] وهذه هي المرة الأولى التي يتم فيها رصد قزم بني قريب جدًا من نجمه الأم (نجوم شبيهة بالشمس من نوع TWA 5A) باستخدام الأشعة السينية. [ 94 ] وقال يوهكو تسوبوي من جامعة تشو في طوكيو: "تُظهر بيانات تشاندرا أن الأشعة السينية تنبعث من بلازما الإكليل الشمسي للقزم البني، والتي تبلغ درجة حرارتها حوالي 3 ملايين درجة مئوية". [ 94 ] وأضاف تسوبوي: "يُضاهي هذا القزم البني سطوع الشمس اليوم في ضوء الأشعة السينية، على الرغم من أن كتلته أقل من كتلة الشمس بخمسين مرة". [ 94 ] وتابع : "وبالتالي، تُثير هذه الملاحظة احتمال أن تُصدر الكواكب الضخمة أشعة سينية من تلقاء نفسها خلال مراحلها الأولى!". [ 94 ]

الأقزام البنية كمصادر راديوية

انبعاثات السكون المُفصّلة (الخطوط الكنتورية) لنجم LSR J1835+3259 ، والذي يشبه في شكله أحزمة إشعاع كوكب المشتري . البقعة الداكنة في المنتصف هي انبعاثات راديوية من الشفق القطبي المستقطب دائريًا يمينًا .

كان أول قزم بني يُكتشف أنه يُصدر إشارات راديوية هو LP 944-20 ، وقد رُصد لأنه مصدر لانبعاثات الأشعة السينية أيضًا، وكلا النوعين من الانبعاثات يُعدّان من بصمات الهالة الشمسية. يبدو أن ما يقرب من 5-10% من الأقزام البنية تمتلك مجالات مغناطيسية قوية وتُصدر موجات راديوية، وقد يصل عدد الأقزام البنية المغناطيسية إلى 40 قزمًا ضمن نطاق 25 فرسخًا فلكيًا من الشمس، استنادًا إلى نمذجة مونت كارلو ومتوسط ​​كثافتها المكانية. [ 95 ] تبقى قوة الانبعاثات الراديوية للأقزام البنية ثابتة تقريبًا على الرغم من اختلاف درجات حرارتها. [ 87 ] قد تحتفظ الأقزام البنية بمجالات مغناطيسية تصل قوتها إلى 6 كيلوجاوس . [ 96 ] قدّر علماء الفلك أن الغلاف المغناطيسي للأقزام البنية يمتد على ارتفاع يبلغ حوالي 10⁷ متر، نظرًا لخصائص انبعاثاتها الراديوية. [ 97 ] من غير المعروف ما إذا كانت الانبعاثات الراديوية من الأقزام البنية تُشبه إلى حد كبير تلك الصادرة عن الكواكب أم النجوم. تُصدر بعض الأقزام البنية نبضات راديوية منتظمة، تُفسَّر أحيانًا على أنها انبعاثات راديوية مُوجَّهة من الأقطاب، ولكنها قد تكون أيضًا مُوجَّهة من مناطق نشطة. قد يُشير الانعكاس الدوري المنتظم لاتجاه الموجات الراديوية إلى أن المجالات المغناطيسية للأقزام البنية تُعكس قطبيتها دوريًا. قد تكون هذه الانعكاسات نتيجة لدورة نشاط مغناطيسي للأقزام البنية، على غرار الدورة الشمسية . [ 98 ]

كان أول قزم بني من الفئة الطيفية M يُكتشف أنه يُصدر موجات راديوية هو LP 944-20 ، الذي رُصد عام 2001. أما أول قزم بني من الفئة الطيفية L يُكتشف أنه يُصدر موجات راديوية فهو 2MASS J0036159+182110 ، الذي رُصد عام 2008. وكان أول قزم بني من الفئة الطيفية T يُكتشف أنه يُصدر موجات راديوية هو 2MASS J10475385+2124234 . [ 99 ] [ 100 ] وكان هذا الاكتشاف الأخير مهمًا لأنه كشف أن الأقزام البنية ذات درجات الحرارة المشابهة للكواكب الخارجية يمكن أن تستضيف مجالات مغناطيسية قوية تزيد عن 1.7 كيلوجاوس. وعلى الرغم من إجراء بحث دقيق عن انبعاثات راديوية من الأقزام Y في مرصد أريسيبو عام 2010، لم يتم رصد أي انبعاثات. [ 101 ]

التطورات الأخيرة

تصور يمثل خريطة ثلاثية الأبعاد للأقزام البنية (النقاط الحمراء) التي تم اكتشافها على بعد 65 سنة ضوئية من الشمس [ 102 ]

تشير التقديرات إلى أن عدد الأقزام البنية في جوار الشمس قد يصل إلى ستة نجوم لكل قزم بني. [ 103 ] وخلص تقدير أحدث من عام 2017، باستخدام عنقود النجوم الفتيّ الضخم RCW 38، إلى أن مجرة ​​درب التبانة تحتوي على ما بين 25 و100 مليار قزم بني. [ 104 ] (قارن هذه الأرقام بتقديرات عدد النجوم في مجرة ​​درب التبانة؛ من 100 إلى 400 مليار).

في دراسة نُشرت في أغسطس 2017، رصد تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا تغيرات سطوع الأشعة تحت الحمراء في الأقزام البنية، والناتجة عن غطاء سحابي متفاوت السماكة. وكشفت الملاحظات عن موجات واسعة النطاق تنتشر في أغلفة الأقزام البنية الجوية (على غرار الغلاف الجوي لكوكب نبتون والكواكب العملاقة الأخرى في المجموعة الشمسية). وتُعدِّل هذه الموجات الجوية سماكة السحب وتنتشر بسرعات مختلفة (ربما بسبب اختلاف الدوران). [ 105 ]

في أغسطس 2020، اكتشف علماء الفلك 95 قزمًا بنيًا بالقرب من الشمس من خلال مشروع Backyard Worlds: Planet 9. [ 106 ]

في عام 2024، قدّم تلسكوب جيمس ويب الفضائي أدقّ تقرير جوي حتى الآن عن قزمين بنيين، كاشفًا عن ظروف عاصفة. هذان القزمان البنيان، وهما جزء من نظام نجمي ثنائي يُدعى لوهمان 16 اكتُشف عام 2013، يبعدان عن الأرض 6.5 سنة ضوئية فقط، وهما أقرب القزمين البنيين إلى الشمس. اكتشف الباحثون وجود سحب مضطربة حولهما، يُرجّح أنها تتكون من حبيبات سيليكاتية، تتراوح درجات حرارتها بين 875 درجة مئوية (1607 درجة فهرنهايت) و 1026 درجة مئوية (1879 درجة فهرنهايت) . يشير هذا إلى أن الرياح تدفع رمالًا ساخنة نحو القزمين البنيين. بالإضافة إلى ذلك، رُصدت بصمات امتصاص لأول أكسيد الكربون والميثان وبخار الماء. [ 107 ]    

الأقزام البنية الثنائية

الثنائيات من الأقزام البنية - الأقزام البنية

صور متعددة المراحل لأنظمة النجوم الثنائية من نوع الأقزام البنية، التقطها تلسكوب هابل الفضائي . النظام الثنائي لومان 16 AB (يسار) أقرب إلى النظام الشمسي من الأمثلة الأخرى المعروضة هنا.

تُعدّ الأنظمة الثنائية للأقزام البنية من النوع M وL وT أقل شيوعًا، وتتميز بكتلة أقل للنجم الأساسي. [ 108 ] تبلغ نسبة الأنظمة الثنائية للأقزام من النوع L حوالي24 +6 −2 % والنسبة الثنائية للأقزام من النوع T المتأخرة والأقزام من النوع Y المبكرة (T5-Y0) هي حوالي8% ± 6% . [ 109 ]

تتميز الثنائيات من الأقزام البنية بنسبة أعلى بين النجم المرافق والنجم المضيفq=مب/مأ{\displaystyle q=M_{B}/M_{A}}بالنسبة للأنظمة الثنائية ذات الكتلة المنخفضة. على سبيل المثال، تتميز الأنظمة الثنائية التي يكون نجمها الأساسي من النوع M بتوزيع واسع لقيمة q مع تفضيل q  ≥  0.4. في المقابل، تُظهر الأقزام البنية تفضيلًا قويًا لـ q  ≥  0.7. تتناقص المسافة الفاصلة مع ازدياد الكتلة: يبلغ الفاصل بين النجوم من النوع M ذروته عند 3-30 وحدة فلكية ، بينما يبلغ الفاصل المسقط بين الأقزام البنية من النوع ML ذروته عند 5-8 وحدات فلكية، أما الأجسام من النوع T5-Y0 فلها فاصل مسقط يتبع توزيعًا لوغاريتميًا طبيعيًا بفاصل ذروة يبلغ حوالي 2.9  وحدة فلكية. [ 109 ]

ومن الأمثلة على ذلك نظام لوهمان 16 AB الثنائي، وهو أقرب نظام ثنائي من الأقزام البنية، حيث يتكون من قزم رئيسي من النوع L7.5، وتبلغ المسافة بينهما 3.5  وحدة فلكية، وقيمة q  تساوي  0.85. تقع هذه المسافة في الحد الأدنى للمسافة المتوقعة للأقزام البنية من النوع ML، لكن نسبة الكتلة نموذجية.

لا يُعرف ما إذا كان هذا النمط نفسه ينطبق على الأقزام البنية من النوع Y، نظرًا لصغر حجم العينة. من المفترض أن تتميز الأنظمة الثنائية من نوع Y+Y بنسبة كتلة عالية (q) ومسافة فاصلة صغيرة، تصل إلى أقل من وحدة فلكية واحدة. [ 110 ] في عام 2023، تم تأكيد وجود القزم البني Y+Y المسمى WISE J0336-0143 كنظام ثنائي بواسطة تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) ، بنسبة كتلة q = 0.62 ± 0.05 ومسافة فاصلة تبلغ 0.97 وحدة فلكية. يشير الباحثون إلى أن حجم عينة الأقزام البنية الثنائية منخفضة الكتلة صغير جدًا بحيث لا يسمح بتحديد ما إذا كان WISE J0336-0143 يمثل نموذجًا نموذجيًا للأنظمة الثنائية منخفضة الكتلة أم أنه نظام شاذ. [ 111 ]

يمكن استخدام رصد مدارات الأنظمة الثنائية التي تحتوي على أقزام بنية لقياس كتلة القزم البني. في حالة 2MASSW J0746425+2000321 ، تبلغ كتلة القزم الثانوي 6% من كتلة الشمس. يُطلق على هذا القياس اسم الكتلة الديناميكية. [ 112 ] [ 113 ] أقرب نظام قزم بني إلى النظام الشمسي هو النظام الثنائي لومان 16. وقد جرت محاولات للبحث عن كواكب حول هذا النظام باستخدام طريقة مماثلة، ولكن لم يتم العثور على أي منها. [ 114 ]

ثنائيات الأقزام البنية غير العادية

النظام الثنائي القزم البني العريض SDSS J1416+1348

كان النظام الثنائي الواسع 2M1101AB أول نظام ثنائي بمسافة فصل أكبر من20 وحدة فلكية  . كشف اكتشاف هذا النظام عن رؤى حاسمة حول تكوين الأقزام البنية. كان يُعتقد سابقًا أن الأقزام البنية الثنائية العريضة لا تتشكل، أو على الأقل تتفكك، في أعمار تتراوح بين 1 و10 ملايين سنة . كما أن وجود هذا النظام يتعارض مع فرضية القذف. [ 115 ] فرضية القذف هي فرضية مقترحة مفادها أن الأقزام البنية تتشكل في نظام متعدد، ولكنها تُقذف قبل أن تكتسب كتلة كافية لحرق الهيدروجين. [ 116 ]

في الآونة الأخيرة، تم اكتشاف النظام الثنائي الواسع W2150AB . يتميز هذا النظام بنسبة كتلة وطاقة ربط مماثلة للنظام 2M1101AB، ولكنه أقدم عمرًا ويقع في منطقة مختلفة من المجرة. فبينما يقع 2M1101AB في منطقة مكتظة، يقع النظام الثنائي W2150AB في حقل متباعد. لا بد أنه نجا من أي تفاعلات ديناميكية في عنقوده النجمي الأصلي . ينتمي هذا النظام الثنائي أيضًا إلى عدد قليل من الأنظمة الثنائية من نوع L+T التي يمكن رصدها بسهولة بواسطة المراصد الأرضية. النظامان الآخران هما SDSS J1416+13AB وLuhman 16. [ 117 ]

توجد أنظمة ثنائية أخرى مثيرة للاهتمام، مثل نظام القزم البني الثنائي الكسوفي 2MASS J05352184–0546085 . [ 118 ] كشفت الدراسات الضوئية لهذا النظام أن القزم البني الأقل كتلة فيه أكثر سخونة من رفيقه ذي الكتلة الأكبر. [ 119 ] ومن الأنظمة الثنائية غير العادية الأخرى للأقزام البنية ZTF J1239+8347 ، حيث تدور مكوناته في مدارات متقاربة جدًا لدرجة أنها تخضع لانتقال الكتلة. في هذا النظام، يسحب القزم البني الأكثر كتلة المادة مباشرة من رفيقه، ويسخن إلى درجة حرارة 8900 كلفن (8630 درجة مئوية؛ 15560 درجة فهرنهايت) ، مما ينتج عنه بقعة ساخنة زرقاء ساطعة في غلافه الجوي. [ 120 ]   

الأقزام البنية حول النجوم

تُعدّ الأقزام البنية والكواكب الضخمة التي تدور في مدارات قريبة (أقل من 5 وحدات فلكية) حول النجوم نادرة، ويُطلق على هذه الظاهرة أحيانًا اسم "صحراء الأقزام البنية". أقل من 1% من النجوم التي لها كتلة الشمس تحتوي على قزم بني ضمن نطاق 3-5 وحدات فلكية. [ 121 ]

من الأمثلة على الأنظمة الثنائية النجمية-القزمة البنية، أول قزم من النوع T تم اكتشافه، وهو Gliese 229 B ، الذي يدور حول نجم التسلسل الرئيسي Gliese 229 A، وهو قزم أحمر. كما تُعرف أقزام بنية تدور حول نجوم شبه عملاقة ، مثل TOI-1994b الذي يدور حول نجمه كل 4.03 أيام. [ 122 ]

يوجد خلافٌ أيضًا حول ما إذا كان ينبغي اعتبار بعض الأقزام البنية منخفضة الكتلة كواكب. يتضمن أرشيف ناسا للكواكب الخارجية الأقزام البنية التي لا تقل كتلتها عن 30 ضعف كتلة المشتري أو تساويها كواكب، شريطة استيفاء معايير أخرى (مثل الدوران حول نجم). [ 123 ] في المقابل، لا يعتبر فريق العمل المعني بالكواكب الخارجية (WGESP) التابع للاتحاد الفلكي الدولي (IAU ) الكواكب إلا إذا كانت كتلتها أقل من 13 ضعف كتلة المشتري. [ 124 ]

الثنائيات المكونة من قزم أبيض وقزم بني

LSPM J0241+2553AB ، وهو نظام ثنائي واسع يتكون من قزم أبيض (A) وقزم بني (B).

تُعدّ الأقزام البنية التي تدور حول الأقزام البيضاء نادرةً للغاية. ويُعتبر GD 165 B ، النموذج الأولي للأقزام من النوع L، أحد هذه الأنظمة. [ 125 ] ويمكن أن تكون هذه الأنظمة مفيدةً في تحديد عمر النظام وكتلة القزم البني. ومن بين الأنظمة الثنائية الأخرى التي تتكون من قزم أبيض وقزم بني: COCONUTS-1 AB  ( عمره 7 مليارات سنة)، [ 65 ] و LSPM J0055+5948 AB  ( عمره 10 مليارات سنة)، [ 126 ] و SDSS J22255+0016 AB (  عمره ملياري سنة) ، [ 127 ] وWD 0806−661 AB (  عمره من 1.5 إلى 2.7 مليار سنة). [ 128 ]

تُصنّف الأنظمة التي تضم أقزامًا بنية متقاربة ومقيدة مدّيًا تدور حول أقزام بيضاء ضمن الثنائيات ما بعد الغلاف المشترك (PCEBs). ولا يُعرف سوى ثمانية أنظمة مؤكدة من هذا النوع، تحتوي على قزم أبيض مصحوب بقزم بني، بما في ذلك WD 0137-349 AB. في تاريخ هذه الثنائيات المتقاربة من الأقزام البيضاء والبنية، كان القزم البني يُبتلع بواسطة النجم في مرحلة العملاق الأحمر . وتتبخر الأقزام البنية التي تقل كتلتها عن 20 ضعف كتلة المشتري أثناء عملية الابتلاع. [ 129 ] [ 130 ] ويمكن مقارنة ندرة الأقزام البنية التي تدور بالقرب من الأقزام البيضاء بملاحظات مماثلة للأقزام البنية حول نجوم التسلسل الرئيسي، والتي تُوصف بأنها " صحراء الأقزام البنية" . [ 131 ] [ 132 ] قد يتطور نجم PCEB إلى نجم متغير كارثي (CV*) مع القزم البني كنجم مانح. [ 133 ] أظهرت المحاكاة أن النجوم المتغيرة الكارثية المتطورة للغاية ترتبط في الغالب بنجوم مانحة دون نجمية (تصل إلى 80%). [ 134 ] غالبًا ما يُظهر نوع من النجوم المتغيرة الكارثية، يُسمى مستعر الأقزام من نوع WZ Sge ، نجومًا مانحة بكتلة قريبة من الحد الفاصل بين النجوم منخفضة الكتلة والأقزام البنية. [ 135 ] يُعد النظام الثنائي BW Sculptoris مثالًا على مستعر قزم مع نجم مانح قزم بني. من المحتمل أن يكون هذا القزم البني قد تشكل عندما فقد نجم مانح كتلة كافية ليصبح قزمًا بنيًا. يصاحب فقدان الكتلة فقدان في الفترة المدارية حتى تصل إلى حد أدنى يتراوح بين 70 و80 دقيقة، وعندها تزداد الفترة مرة أخرى. وهذا ما يُعطي هذه المرحلة التطورية اسم " مُرتد الفترة" . [ 134 ] قد توجد أيضًا أقزام بنية اندمجت مع أقزام بيضاء. قد يكون المستعر CK Vulpeculae ناتجًا عن اندماج قزم أبيض مع قزم بني. [ 136 ] [ 137 ]

التكوين والتطور

النفاثة HH 1165 التي أطلقها القزم البني مايريت 1701117 في المحيط الخارجي لعنقود سيجما أوريونيس

تُسمى المرحلة الأولى من تكوين الأقزام البنية بالقزم البني الأولي أو ما قبل البني. تُعد الأقزام البنية الأولية مكافئات منخفضة الكتلة للنجوم الأولية (أجسام من الفئة 0/I). بالإضافة إلى ذلك، غالبًا ما تكون الأجسام ذات اللمعان المنخفض جدًا (VeLLOs) التي يبلغ لمعانها الداخلي L ≤ 0.1-0.2 L ☉ أقزامًا بنية أولية. وتوجد هذه الأجسام في سحب تكوين النجوم القريبة . يُعرف حوالي 67 قزمًا بنيًا أوليًا واعدًا و26 قزمًا بنيًا ما قبل البني حتى عام 2024. [ 138 ] وحتى عام 2017، لم يُعرف سوى قزم بني أولي واحد مرتبط بجسم هيربيغ-هارو كبير . هذا القزم هو القزم البني مايريت 1701117 ، المحاط بقرص زائف وقرص كبلري. [ 139 ] يطلق النجم مايريت 1701117 نفاثةً طولها 0.7 سنة ضوئية تُدعى HH 1165 ، والتي تُرى في الغالب في الكبريت المتأين . [ 140 ] [ 141 ]

تتشكل الأقزام البنية بطريقة مشابهة للنجوم، وتحيط بها أقراص كوكبية أولية ، [ 142 ] مثل Cha 110913−773444 . وقد وُجد أن الأقراص المحيطة بالأقزام البنية تشترك في العديد من الخصائص مع الأقراص المحيطة بالنجوم؛ لذا، يُتوقع وجود كواكب ناتجة عن التراكم حول الأقزام البنية. [ 142 ] ونظرًا لصغر كتلة أقراص الأقزام البنية، فإن معظم الكواكب ستكون كواكب أرضية وليست عمالقة غازية. [ 143 ] إذا دار كوكب عملاق حول قزم بني عبر خط رؤيتنا، فإن تقارب قطريهما سيعطي إشارة قوية يمكن رصدها عن طريق العبور . [ 144 ] تقع منطقة التراكم للكواكب حول القزم البني بالقرب منه، مما يجعل قوى المد والجزر مؤثرة للغاية. [ 143 ]

تصوير الفنان للقزم البني W1200-7845

في عام 2020، اكتشف مشروع "مُحقق الأقراص" أقرب قزم بنيّ مرتبط بقرص بدائي (قرص من الفئة الثانية) - وهو WISEA J120037.79-784508.3 (W1200-7845) - عندما لاحظ متطوعو التصنيف فائضًا في الأشعة تحت الحمراء. خضع هذا القزم للتدقيق والتحليل من قبل الفريق العلمي الذي وجد أن احتمالية انتمائه إلى مجموعة النجوم الشابة المتحركة إبسيلون تشاميلونتيس (ε Cha) تبلغ 99.8%. ويُشير اختلاف المنظر (باستخدام بيانات Gaia DR2) إلى أنه يقع على بُعد 102 فرسخ فلكي (أو 333 سنة ضوئية) من الأرض ، أي ضمن نطاق الجوار الشمسي المحلي. [ 145 ] [ 146 ]

الأقزام البنية الأولية في سديم الجبار بواسطة تلسكوب هابل وتلسكوب جيمس ويب الفضائي .

تناولت دراسة نُشرت عام ٢٠٢١ دراسة الأقراص المحيطة بالأقزام البنية في تجمعات نجمية يبلغ عمرها بضعة ملايين من السنين، وتقع على بُعد يتراوح بين ١٤٠ و٢٠٠ فرسخ فلكي. ووجد الباحثون أن هذه الأقراص ليست ضخمة بما يكفي لتكوين كواكب في المستقبل. وتشير بعض الأدلة في هذه الأقراص إلى أن تكوين الكواكب يبدأ في مراحل مبكرة، وأن الكواكب موجودة بالفعل داخلها. وتشمل هذه الأدلة على تطور الأقراص انخفاض كتلتها بمرور الوقت، ونمو حبيبات الغبار، وترسبها. [ ١٤٧ ] كما تم رصد قرصين من الأقزام البنية في حالة امتصاص، وأربعة أقراص على الأقل تتبخر ضوئيًا بفعل الأشعة فوق البنفسجية الخارجية في سديم الجبار . وتُعرف هذه الأجسام أيضًا باسم "الأقراص الأولية" . يُحيط بـ Proplyd 181−247 ، وهو قزم بني أو نجم منخفض الكتلة، قرصٌ نصف قطره 30 وحدة فلكية، وكتلة هذا القرص 6.2±1.0 M J. [ 148 ] عادةً ما يكون نصف قطر الأقراص المحيطة بالأقزام البنية أصغر من 40 وحدة فلكية ، ولكن ثلاثة أقراص في سحابة الثور الجزيئية الأبعد لها نصف قطر أكبر من 70 وحدة فلكية، وقد تم رصدها بواسطة مرصد ألما . هذه الأقراص الأكبر حجمًا قادرة على تكوين كواكب صخرية بكتلة أكبر من 1 M 🜨 . [ 149 ] توجد أيضًا أقزام بنية ذات أقراص في تجمعات نجمية أقدم من بضعة ملايين من السنين، [ 150 ] مما قد يكون دليلًا على أن الأقراص المحيطة بالأقزام البنية تحتاج إلى وقت أطول للتبدد. تُسمى الأقراص القديمة جدًا (أكثر من 20 مليون سنة) أحيانًا بأقراص بيتر بان . حالياً ، يُعدّ 2MASS J02265658-5327032 القزم البني الوحيد المعروف الذي يمتلك قرص بيتر بان. [ 151 ]

قد يكون القزم البني Cha 110913−773444 ، الواقع على بُعد 500 سنة ضوئية في كوكبة الحرباء، في طور تكوين نظام كوكبي مصغر. وقد رصد علماء فلك من جامعة ولاية بنسلفانيا ما يعتقدون أنه قرص من الغاز والغبار يُشبه القرص الذي يُفترض أنه شكّل النظام الشمسي. يُعدّ Cha 110913−773444 أصغر قزم بني تم اكتشافه حتى الآن ( 8 كتلة شمسية )، وإذا ما شكّل نظامًا كوكبيًا، فسيكون أصغر جسم معروف يمتلك نظامًا كوكبيًا. [ 152 ] 

الكواكب التي تدور حول الأقزام البنية

تصور فني لقرص من الغبار والغاز حول قزم بني [ 153 ]

وفقًا للتعريف العملي للاتحاد الفلكي الدولي (من أغسطس 2018)، يمكن لكوكب خارج المجموعة الشمسية أن يدور حول قزم بني. ويتطلب ذلك كتلة أقل من 13 كتلة شمسية ونسبة كتلة مركزية M / M أقل من 2/(25+√621)، أو ما يقارب 1/25. هذا يعني أن أي جسم بكتلة تصل إلى 3.2 كتلة شمسية يدور حول قزم بني كتلته 80 كتلة شمسية يُعتبر كوكبًا. كما يعني أيضًا أن أي جسم بكتلة تصل إلى 0.52 كتلة شمسية يدور حول قزم بني كتلته 13 كتلة شمسية يُعتبر كوكبًا. [ 154 ]    

قد تكون الأجرام الكوكبية العملاقة 2M1207b و 2MASS J044144 وOph 98 B، التي تدور حول أقزام بنية على مسافات مدارية كبيرة، قد تشكلت نتيجة انهيار السحب بدلاً من التراكم، وبالتالي قد تكون أقزامًا بنية أصغر من كونها كواكب ، وهو ما يُستدل عليه من كتلها الكبيرة نسبيًا ومداراتها الواسعة. وقد مهد الاكتشاف الأول لجرم مرافق منخفض الكتلة يدور حول قزم بني ( ChaHα8 ) على مسافة مدارية صغيرة باستخدام تقنية السرعة الشعاعية الطريق لاكتشاف الكواكب حول الأقزام البنية في مدارات تبلغ بضعة وحدات فلكية أو أقل. [ 155 ] [ 156 ] ومع ذلك، بنسبة كتلة بين الجرم المرافق والنجم الرئيسي في ChaHα8 تبلغ حوالي 0.3، فإن هذا النظام يشبه إلى حد كبير نظام النجوم الثنائية. ثم، في عام 2008، تم اكتشاف أول رفيق ذي كتلة كوكبية في مدار صغير نسبيًا ( MOA-2007-BLG-192Lb ) يدور حول قزم بني. [ 157 ]

من المرجح أن تكون الكواكب التي تدور حول الأقزام البنية كواكب كربونية خالية من الماء. [ 158 ]

تشير دراسة أجريت عام 2017، استنادًا إلى رصدات تلسكوب سبيتزر الفضائي ، إلى ضرورة رصد 175 قزمًا بنيًا لضمان رصد كوكب واحد على الأقل بحجم أصغر من الأرض بنسبة 95% باستخدام طريقة العبور. [ 159 ] ويمكن لتلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) رصد كواكب أصغر حجمًا. غالبًا ما تتوافق مدارات الكواكب والأقمار في النظام الشمسي مع اتجاه النجم/الكوكب المضيف الذي تدور حوله. بافتراض أن مدار كوكب ما متوافق مع محور دوران قزم بني أو جرم سماوي ذي كتلة كوكبية ، يمكن حساب احتمالية العبور الهندسي لجرم مشابه لقمر آيو باستخدام الصيغة cos(79.5°)/cos( الميل ). [ 160 ] وقد تم تقدير الميل لعدد من الأقزام البنية والأجرام السماوية ذات الكتلة الكوكبية. على سبيل المثال، يبلغ الميل المقدر لجرم SIMP 0136 حوالي 80°±12. [ 161 ] بافتراض الحد الأدنى لزاوية ميل المدار (i) التي تساوي أو تزيد عن 68 درجة للنجم SIMP 0136، ينتج عن ذلك احتمال عبور يبلغ 48.6% أو أكثر للكواكب القريبة. ومع ذلك، لا يُعرف مدى شيوع الكواكب القريبة حول الأقزام البنية، وقد تكون أكثر شيوعًا حول الأجسام ذات الكتلة المنخفضة، حيث يبدو أن أحجام الأقراص تتناقص مع الكتلة. [ 147 ]

تم تقديم أدلة قوية على وجود كوكب يدور حول نجمين في مدار قطبي حول 2M1510 في عام 2025. وقد تم هذا الاكتشاف باستخدام التلسكوب الكبير جداً . [ 162 ] [ 163 ]

قابلية السكن

تمت دراسة قابلية الكواكب الافتراضية التي تدور حول الأقزام البنية للحياة. تشير النماذج الحاسوبية إلى أن شروط وجود كواكب صالحة للسكن على هذه الأجرام صارمة للغاية، حيث تكون المنطقة الصالحة للسكن ضيقة وقريبة (0.005 وحدة فلكية للقزم البني  ) وتتناقص مع مرور الوقت، نتيجة لتبريد القزم البني (تندمج هذه الأجرام لمدة لا تتجاوز 10 ملايين سنة). ويجب أن تكون المدارات في هذه المنطقة ذات انحراف مركزي منخفض للغاية (في حدود 10 ملايين سنة).10 −6 ) لتجنب قوى المد والجزر القوية التي من شأنها أن تؤدي إلى ظاهرة الاحتباس الحراري الجامح على الكواكب، مما يجعلها غير صالحة للسكن. ولن يكون هناك أقمار أيضًا. [ 164 ]

أقزام بنية فائقة

في عام 1984، افترض بعض علماء الفلك أن الشمس قد يدور حولها قزم بني غير مكتشف (يُشار إليه أحيانًا باسم نيميسيس ) والذي قد يتفاعل مع سحابة أورت كما تفعل النجوم العابرة . ومع ذلك، فقد فقدت هذه الفرضية شعبيتها. [ 165 ]

جدول الأوليات

سِجِلّاسمالنوع الطيفيRA/Decكوكبةملحوظات
تم اكتشافه لأول مرةGliese 569 Bab (رفقاء نجم الحقل M3)M8.5 و M914 ساعة 54 دقيقة 29.2 ثانية +16° 06 ′ 04 ″أحذية بوتتم تصويره عام 1985، ونُشرت صورته عام 1988، وتم تحديده كنجم ثنائي مرافق عام 1999، وتم قياس وزنه عام 2004
نوع الحقل الأول (منفرد) وأول صورة تم التحقق منهاتيد 1M83 ساعات و47 دقيقة و 18.0 ثانية +24° 22 ′ 31 ″برج الثورتم اكتشافه في عام 1994، وتم تأكيده في عام 1995
أولًا مع طيف الموجة M المتأخرةتيد 1M83 ساعات و47 دقيقة و 18.0 ثانية +24° 22 ′ 31 ″برج الثورتم اكتشافه في عام 1994
تم تصويره لأول مرة باستخدام تقنية تصوير الهالة النجمية، وكان أول رفيق لنجمغليس 229 بT6.506 ساعة 10 دقائق 34.62 ثانية −21°51'52.1"الأرنبتم اكتشافه في عام 1994، وتم تأكيده في عام 1995
أولاً مع طيف Tغليس 229 بT6.506 ساعة 10 دقائق 34.62 ثانية −21°51'52.1"الأرنبتم اكتشافه في عام 1994
أولاً مع طيف LGD 165 Bالمستوى 414 ساعة 24 دقيقة 39.144 ثانية 09 ° 17 ′ 13.98 ″  بوتسنُشر عام 1988، وتم تأكيده عام 1999
أول قزم بني ثلاثيDENIS-P J020529.0-115925 A/B/CL5 و L8 و T002 ساعة 05 دقيقة 29.40 ثانية −11°59'29.7"سيتوسديلفوس وآخرون 1997 [ 166 ]
أول جهاز باعث للأشعة السينيةChaHα1M8الحرباء1998
أول توهج للأشعة السينيةLP 944–20M9V03 ساعة 39 دقيقة 35.22 ثانية −35°25'44.1"فورناكس1999
أول قزم بني ثنائي طيفيPPL 15 A, B [ 167 ]M6.503 ساعات و48 دقيقة و 4.659 ثانية +23° 39' 30.32 ″برج الثوربصري ومارتن 1999
أول انبعاث راديوي (في حالة التوهج والهدوء)LP 944-20M9V03 ساعة 39 دقيقة 35.22 ثانية −35°25'44.1"فورناكس2000 [ 90 ]
أول قزم بني ثنائي طيفيPPL 15 A, B [ 167 ]M6.503 ساعات و48 دقيقة و 4.659 ثانية +23° 39' 30.32 ″برج الثوربصري ومارتن 1999
أول قزم بني ثنائي ينقل الكتلةZTF J1239+8347L + L12 ساعة 39 دقيقة 55.38 ثانية +83°47'07.5"سيفيوس2026 [ 120 ]
أولاً بقرص محيط بالنجمChaHα1M7.511 ساعة 07 دقيقة 17.0 ثانية −77° 35 ′ 54 ″الحرباءتم اكتشاف القرص في عام 2000، وهو أول قرص يدور حول قزم بني حقيقي ، وهو أيضًا أول قرص ينبعث منه الأشعة السينية [ 168 ].
أول قزم بني ثنائي من النوع Tإبسيلون إندي با، سي بيمول [ 169 ]T1 + T622 ساعة 03 دقيقة 21.65363 ثانية −56° 47 ′ 09.5228 ″وادي السندالمسافة: 3.626 قطعة
أول قزم بني هالة2MASS J05325346+8246465sd L705 ساعة 32 دقيقة 53.46 ثانية +82°46'46.5"تَوأَمبورغاسر وآخرون 2003 [ 170 ]
أولاً مع بلانيمو2M1207M812 ساعة 07 دقيقة 33.47 ثانية −39°32'54.0"قنطورستم اكتشاف بلانيمو في عام 2004، وتم تأكيده في عام 2005
أولاً مع التدفق ثنائي القطبرو-أوف 102 (سيمباد: [GY92] 102)16 26 42.758 −24 41 22.24الحواءتم حل التدفق الخارجي جزئياً [ 171 ]
أول قزم بني ثنائي كسوفي2M0535-05 [ 118 ] [ 119 ]M6.515 ساعة 35 دقيقة 21.84732 ثانية -05 درجة 46 دقيقة 08.5714 ثانية  أوريونستاسون 2006، 2007 (المسافة ~450 فرسخ فلكي)
أول قزم بني مؤكد أنه نجا من مرحلة العملاق الأحمر في النجم الرئيسيWD 0137−349 B [ 172 ]L801 ساعة 39 دقيقة 42.847 ثانية −34 درجة 42 دقيقة 39.32 ثانية  النحات (كوكبة)2006
أولاً مع طيف YCFBDS0059 [ 70 ]~Y000 ساعة 59 دقيقة 10.83 ثانية -01 درجة 14 دقيقة 01.3 ثانية  سيتوس2008؛ ويصنف هذا أيضًا على أنه قزم من النوع T9، نظرًا لتشابهه الوثيق مع الأقزام الأخرى من النوع T. [ 71 ]
أول رصد للدوران التفاضلي في قزم بنيTVLM 513-46546M915 ساعة 01 دقيقة 08.3 ثانية +22° 50 ′ 02 ″بوتسيدور خط الاستواء أسرع من القطبين بمقدار 0.022 راديان / يوم [ 173 ]
اكتشاف أول شفق قطبي محتمل من نوع القزم البنيLSR J1835+3259M8.5ليرا2015
أولاً مع جسم هيربيج هارو واسع النطاقمايريت 1701117

(جسم هيربيج-هارو: HH 1165 )

بروتو-بي دي05 40 25.799 −02 48 55.42أوريونالطول المتوقع لجسم هيربيج-هارو: 0.8 سنة ضوئية (0.26 فرسخ فلكي ) [ 141 ]
أول قزم بني ثنائي من النوع YWISE J0336−0143Y+Y03 ساعة 36 دقيقة 05.052 ثانية −01° 43 ′ 50.48 ″إريدانوس2023 [ 111 ]

جدول القيم القصوى

سِجِلّاسمالنوع الطيفيRA/Decكوكبةملحوظات
الأقدمTOI-7019 ب18 ساعة 15 دقيقة 09.436 ثانية +50 درجة 51 دقيقة 46.98 ثانية [ 174 ]  دراكو [ 175 ]12 ± 2 مليار سنة [ 176 ]
الأصغر سناً2MASS J05413280-0151272M8.505 ساعة 41 دقيقة 32.801 ثانية -01 درجة 51 دقيقة 27.20 ثانية  أوريونأحد الأقزام البنية التابعة لسديم اللهب الذي يبلغ عمره حوالي 0.5 مليون سنة . جسم كتلته 20.9 كتلة شمسية [ 177 ] 
الأضخمSDSS J010448.46+153501.8 [ 178 ]1.5 جنيه إسترليني01 ساعة 04 دقيقة 48.46 ثانية +15°35'01.8"برج الحوتالمسافة حوالي 180-290  فرسخ فلكي، والكتلة حوالي 88.5-91.7 كتلة شمسية . أقزام بنية انتقالية. 
غني بالمعادن
فقير بالمعادنTOI-7019 ب18 ساعة 15 دقيقة 09.436 ثانية +50 درجة 51 دقيقة 46.98 ثانية [ 174 ]  دراكو [ 175 ][ Fe / H ] =  −0.79 ± 0.05 [ 176 ]
الأقل ضخامة
الأكبرفو تاوري أM7.2504 ساعة 23 دقيقة 35 ثانية +25 درجة 03 دقيقة 02 ثانية  برج الثورنصف القطر هو 1.803 R ☉ (~1,254,000 كم) [ 179 ] 
الأصغرZTF J1406+1222 B14 ساعة 06 دقيقة 56 ثانية -12 درجة 22 دقيقة 43 ثانية  Boötes [ 180 ]نصف القطر هو0.029 ر ☉  (~20,200  كم) [ 181 ]
أسرع دوران2MASS J03480772−6022270T703 ساعات 48 دقيقة 07.72 ثانية -60°22'27.1"الشبكيةالفترة الدورية لـ1.080 +0.004 −0.005 ساعة، [ 182 ] ربما يكون هذا النجم متعادلًا مع 2MASS J0718−6415 كأسرع قزم بني منفرد دورانًا. [ 183 ] ​​قد تدور الأقزام البنية في نظام ZTF J1239+8347 بسرعة أكبر إذا كانت مقيدة مدّيًا. [ 120 ]
أقصر فترة مداريةZTF J1239+8347L + L12 ساعة 39 دقيقة 55.38 ثانية +83°47'07.5"سيفيوسمدة الدوران المداري 57.41 دقيقة. [ 120 ]
الأبعدالأقزام البنية المرشحة في سحابة ماجلان الصغرى01 ساعة 29 دقيقة 32 ثانية –73 درجة 33 دقيقة 38 ثانية [ ب ]  هيدروسالمسافة: 199,000 سنة ضوئية [ 184 ]
أقربلوهمان 16 أ بL7.5 + T0.5 ± 110 ساعات و49 دقيقة و18.723 ثانية -53 درجة و19 دقيقة و09.86 ثانية  فيلاالمسافة: حوالي 6.5 سنة ضوئية
يبدو أنه الأكثر ذكاءًLP 944-20الخيار: M9beta،

الأشعة تحت الحمراء: L0:

03 ساعة 39 دقيقة 35.220 ثانية −35 ° 25 ′ 44.09 ″  فورناكسوفقًا للخصائص الأساسية فائقة البرودة [ 185 ] ، يُظهر هذا الجسم علامات على صغر سنه، وبالتالي قد يكون قزمًا بنيًا بكتلة 19.85±13.02 M J و J MKO = 10.68±0.03 قدرًا ظاهريًا
الأكثر سطوعاً
يبدو أنه الأقل سطوعاًL 97-3Bالسنة الأولى08 ساعة 06 دقيقة 53.736 ثانية −66 درجة 18 دقيقة 16.74 ثانية  فولانسjmag=25.42، جسم ذو كتلة كوكبية
الأقل سطوعاً
الأكثر سخونةZTF J1406+1222 B14 ساعة 06 دقيقة 56 ثانية -12 درجة 22 دقيقة 43 ثانية  بوتسدرجة الحرارة: 10462 كلفن (10189 درجة مئوية؛ 18372 درجة فهرنهايت) في الجانب النهاري [ 181 ]   
أروعWISE 0855−0714 [ 93 ]السنة الرابعة08 ساعة 55 دقيقة 10.83 ثانية -07 درجة 14 دقيقة 42.5 ثانية  هيدرادرجة الحرارة: من -48 إلى -13 درجة مئوية (من 225 إلى 260 كلفن؛ من -54 إلى 9 درجة فهرنهايت)   
أروع إطلاق للراديوWISE J062309.94-045624.6T806 ساعة 23 دقيقة 09.28 ثانية −04°56'22.8"وحيد القرنقزم بني بدرجة حرارة 699 كلفن (426 درجة مئوية؛ 799 درجة فهرنهايت) مع انفجارات تبلغ 4.17 ملي جانسكي [ 186 ]   
الأكثر كثافةTOI-569b [ 187 ]07 ساعة 40 دقيقة 24.658 ثانية −42° 09 ′ 16.74 ″الجراءيبلغ قطر نجم عابر ، كتلته 64.1 كتلة شمسية ، وقطره 0.79 ± 0.02 ضعف قطر كوكب المشتري. كثافته هي 171.3  جم/سم 3 .
أقل كثافة

انظر أيضاً

الحواشي

  1. ↑ كتلة كوكب المشتري تساوي تقريبًا 1 ⁄ 1000 من كتلة الشمس أو، على وجه الدقة، M ☉ = 1047.3486 M J . 
  2. ↑ موقع التجمع النجمي المفتوح NGC 602 حيث تم العثور على هذه الأقزام البنية.

مراجع

  1. ↑ سوراهانا، ساتوكو؛ يامامورا، إيسي؛ موراكامي، هيروشي (2013). "حول أنصاف أقطار الأقزام البنية المقاسة باستخدام مطيافية الأشعة تحت الحمراء القريبة من أكاري " . المجلة الفيزيائية الفلكية . 767 (1): 77. arXiv : 1304.1259 . Bibcode : 2013ApJ...767...77S . doi : 10.1088/0004-637X/767/1/77 . وجدنا أن نصف قطر القزم البني يتراوح بين 0.64 و1.13 R J بمتوسط ​​نصف قطر يبلغ 0.83 R J.  
  2. ↑ بوس، آلان؛ ماكدويل، تينا (3 أبريل 2001). "هل هي كواكب أم ماذا؟" . وثيقة بدون عنوان . مؤسسة كارنيجي في واشنطن. مؤرشفة من الأصل في 28 سبتمبر 2006. تم الاطلاع عليها في 31 مارس 2022 .
  3. 1 2 3 بورغاسر، آدم ج. (يونيو 2008). "الأقزام البنية: نجوم فاشلة، كواكب عملاقة شبيهة بالمشتريات" (ملف PDF) . مجلة الفيزياء اليوم . 61 (6): 70-71 . رمز Bibcode : 2008PhT....61f..70B . doi : 10.1063/1.2947658 . مؤرشف من النسخة الأصلية (ملف PDF) في 8 مايو 2013. تم الاطلاع عليه في 31 مارس 2022 - عبر المعهد الأمريكي للفيزياء.
  4. ↑ سبرينغر، تشام (2014). يورغنز، فيكي (محرر). خمسون عامًا من الأقزام البنية . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 401. سبرينغر لينك. 11، 168. doi : 10.1007/978-3-319-01162-2 . eISSN 2214-7985 . ISBN   978-3-319-01162-2ISSN 0067-0057 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 31 مارس 2022 . 
  5. 1 2 كاين، فريزر (6 يناير 2009). "إذا لم يكن اللون البني لونًا، فما لون الأقزام البنية؟" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 24 سبتمبر 2013 .
  6. ↑ بوروز، آدم ؛ هوبارد، ويليام ب.؛ لونين، جوناثان آي .؛ ليبرت، جيمس (2001). "نظرية الأقزام البنية والكواكب العملاقة خارج المجموعة الشمسية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 73 (3): 719-765 . arXiv : astro-ph/0103383 . Bibcode : 2001RvMP...73..719B . doi : 10.1103/RevModPhys.73.719 . S2CID 204927572 . 
  7. ↑ أونيل، إيان (13 سبتمبر 2011). "عواصف عنيفة تجتاح قزمًا بنيًا قريبًا" . Seeker.com.
  8. ↑ فينلي، ديف. "دراسة جديدة تشير إلى أن الأقزام البنية والنجوم تشترك في عملية التكوين" . المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 فبراير 2025 .
  9. ↑ كومار، شيف س. (1962). "دراسة الانحلال في النجوم شديدة الخفوت" . المجلة الفلكية . 67 : 579. Bibcode : 1962AJ.....67S.579K . doi : 10.1086/108658 .
  10. ↑ تارتر، جيل (2014). "البني ليس لونًا: تقديم مصطلح القزم البني " . في: يورغنز، فيكي (محرر). 50 عامًا من الأقزام البنية: من التنبؤ إلى الاكتشاف إلى طليعة البحث . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 401. سبرينغر. الصفحات 19-24 . doi : 10.1007/978-3-319-01162-2_3 . ISBN    978-3-319-01162-2.
  11. ↑ كروسويل، كين (1999). رحلة البحث عن الكواكب: الاكتشاف الملحمي للأنظمة الشمسية الغريبة . مطبعة جامعة أكسفورد. الصفحات 118-119 . ISBN  978-0-192-88083-3.
  12. ↑ "متى ستتحول الشمس إلى قزم أسود؟" . مجلة علم الفلك . 10 أبريل 2020. تم الاطلاع عليه في 2 مايو 2022 – عبر موقع Astronomy.com.
  13. ↑ كومار، شيف س. (1963). "بنية النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 137 : 1121. Bibcode : 1963ApJ...137.1121K . doi : 10.1086/147589 .
  14. 1 2 بورغاسر، آدم ج. (1 يونيو 2008). "الأقزام البنية: نجوم فاشلة، كواكب عملاقة شبيهة بالمشتريات" . مجلة الفيزياء اليوم . 61 (6): 70-71 . Bibcode : 2008PhT....61f..70B . doi : 10.1063/1.2947658 . ISSN 0031-9228 . 
  15. ↑ هاياشي، تشوشيرو ؛ ناكانو، تاكينوري (1963). "تطور النجوم ذات الكتل الصغيرة في مراحل ما قبل التسلسل الرئيسي" . التقدم في الفيزياء النظرية . 30 (4): 460-474 . Bibcode : 1963PThPh..30..460H . doi : 10.1143/PTP.30.460 .
  16. ↑ ناكانو، تاكينوري (2014). "تطور ما قبل التسلسل الرئيسي والحد الأدنى لكتلة احتراق الهيدروجين" . في: يورغنز، فيكي (محرر). 50 عامًا من الأقزام البنية: من التنبؤ إلى الاكتشاف إلى طليعة البحث . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 401. سبرينغر. الصفحات 5-17 . doi : 10.1007/978-3-319-01162-2_2 . ISBN    978-3-319-01162-2. S2CID 73521636 . 
  17. ^ "معهد الفيزياء الفلكية في جزر الكناري، IAC" . Iac.es . تم الاسترجاع 2013/03/16 .
  18. ↑ ريبولو، رافائيل (2014). "تيد 1 واكتشاف الأقزام البنية" . في: يورغنز، فيكي (محرر). 50 عامًا من الأقزام البنية - من التنبؤ إلى الاكتشاف إلى طليعة البحث . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 401. سبرينغر. الصفحات 25-50 . Bibcode : 2014ASSL..401...25R . doi : 10.1007/978-3-319-01162-2_4 . ISBN   978-3-319-01162-2.
  19. ^ ريبولو، رافائيل ؛ زاباتيرو أوسوريو، ماريا روزا؛ مارتن ، إدواردو إل. (سبتمبر 1995). “اكتشاف قزم بني في مجموعة نجوم الثريا”. طبيعة . 377 (6545): 129– 131. بيب كود : 1995Natur.377..129R . دوى : 10.1038/377129a0 . S2CID 28029538 . 
  20. ^ علقة، كيرون. ألتيري، برونو؛ ميتكالف، ليام. مارتن، إدواردو L.؛ الأماكن القريبة : زاباتيرو أوسوريو، ماريا روزا؛ لوريجس، رينيه J .؛ بروستي، تيمو؛ سلامة، ألبرتو؛ سيبنمورجن، رالف. كلايس، بيتر؛ الترام، نورمان (2000). “ملاحظات منتصف الأشعة تحت الحمراء للأقزام البنية الثريا تيد 1 وكالار 3”. سلسلة مؤتمرات ASP . 212 : 82– 87. بيب كود : 2000ASPC..212...82L .
  21. ↑ ر. ريبولو؛ إي. إل. مارتين؛ ج. بصري؛ ج. دبليو. مارسي؛ إم. آر. زاباتيرو-أوسوريو (1996). "تأكيد وجود الأقزام البنية في عنقود الثريا بواسطة اختبار الليثيوم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 469 : 53-56 . arXiv : astro-ph/9607002 . Bibcode : 1996ApJ...469L..53R . doi : 10.1086/310263 . S2CID 119485127 . 
  22. 1 2 3 كيركباتريك، ج. ديفي ؛ بورغاسر، آدم ج. (6 نوفمبر 2012). "القياس الضوئي، والتحليل الطيفي، وعلم الفلك للأقزام من النوع M وL وT" . DwarfArchives.org . باسادينا، كاليفورنيا: معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا . تاريخ الاسترجاع: 28 ديسمبر 2012 .(M=536، L=918، T=355، Y=14)
  23. ^ ماكوغرين، مارك ج. كلوز، ليرد م؛ شولز، رالف ديتر. لينزن، راينر. بيلر، بيت أ. براندنر، فولفجانج؛ هارتونج، ماركوس. لوديو ، نيكولاس (يناير 2004). “Epsilon Indi Ba/Bb: أقرب قزم بني ثنائي”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 413 (3): 1029-1036 . أرخايف : astro-ph/0309256 . دوى : 10.1051/0004-6361:20034292 . S2CID 15407249 . 
  24. ↑ "علماء الفلك يعلنون عن أول دليل واضح على وجود قزم بني" . معهد علوم تلسكوب الفضاء . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 أكتوبر 2019 .
  25. ↑ زوكرمان، ب.؛ بيكلين، إي إي (فبراير 1992). "النجوم المصاحبة للأقزام البيضاء - النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا والمرشح للقزم البني GD 165B" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 386 : 260. Bibcode : 1992ApJ...386..260Z . doi : 10.1086/171012 . ISSN 0004-637X . 
  26. ↑ كيركباتريك، جيه دي؛ هنري، تود جيه؛ ليبرت، جيمس (أبريل 1993). "الطيف الفريد للمرشح القزم البني GD 165B ومقارنته بأطياف أجسام أخرى منخفضة الإضاءة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 406 : 701. Bibcode : 1993ApJ...406..701K . doi : 10.1086/172480 . ISSN 0004-637X . 
  27. ↑ مارتن، إدواردو ل.؛ باسري، جيبور ؛ ديلفوس، خافيير؛ فورفيل، تييري (1997). "أطياف كيك عالية الدقة للقزم البني دينيس-بي J1228.2-1547". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 327 : L29– L32. رمز Bibcode : 1997A & A...327L..29M .
  28. ↑ كيركباتريك، ج. ديفي ؛ ريد، إ. نيل؛ ليبرت، جيمس؛ كوتري، روك م.؛ نيلسون، برانت؛ بيشمان، تشارلز أ .؛ دان، كونارد س.؛ مونيه، ديفيد ج.؛ جيزيس، جون إ.؛ سكروتسكي، مايكل ف. (1999). "الأقزام الأبرد من M : تعريف النوع الطيفي L باستخدام الاكتشافات من مسح 2 ميكرون الشامل للسماء (2MASS)" (ملف PDF) . المجلة الفيزيائية الفلكية . 519 (2): 802-833 . Bibcode : 1999ApJ...519..802K . doi : 10.1086/307414 . S2CID 73569208 . 
  29. 1 2 لومان، كيفن ل. (22 سبتمبر 2012). "تكوين وتطور النجوم منخفضة الكتلة والأقزام البنية في مراحلها المبكرة" . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 50 (1): 65-106 . arXiv : 1208.5800 . Bibcode : 2012ARA & A..50...65L . doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125528 . ISSN 0066-4146 . 
  30. 1 2 فوربس، جون سي؛ لوب، أبراهام (فبراير 2019)، "حول وجود الأقزام البنية ذات الكتلة الأكبر من حد احتراق الهيدروجين"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 871 (2): 11، arXiv : 1805.12143 ، Bibcode : 2019ApJ...871..227F ، doi : 10.3847/1538-4357/aafac8 ، S2CID 119059288 ، 227 
  31. ↑ بوروز، آدم؛ هوبارد، دبليو بي؛ لونين، جي آي؛ ليبرت، جيمس (يوليو 2001). "نظرية الأقزام البنية والكواكب العملاقة خارج المجموعة الشمسية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 73 (3): 719-765 . arXiv : astro-ph/0103383 . Bibcode : 2001RvMP...73..719B . doi : 10.1103/RevModPhys.73.719 . S2CID 204927572. وبالتالي، فإن كتلة HBMM عند معدنية شمسية و Y α = 50.25 هي 0.07 - 0.074 M ☉ ، ... بينما كتلة HBMM عند معدنية صفرية هي 0.092 M ☉ 
  32. ↑ كولكارني، شرينيفاس ر. (30 مايو 1997). "الأقزام البنية: حلقة مفقودة محتملة بين النجوم والكواكب". مجلة ساينس . 276 (5317): 1350-1354 . Bibcode : 1997Sci...276.1350K . doi : 10.1126/science.276.5317.1350 .
  33. ↑ بوروز، آدم؛ هوبارد، دبليو بي؛ لونين، جي آي؛ ليبرت، جيمس (24 سبتمبر 2001). "نظرية الأقزام البنية والكواكب العملاقة خارج المجموعة الشمسية" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 73 (3): 719-765 . arXiv : astro-ph/0103383 . Bibcode : 2001RvMP...73..719B . doi : 10.1103/RevModPhys.73.719 . ISSN 0034-6861 . 
  34. ↑ مارتن، إي إل؛ لوديو، ن؛ ديل بورغو، سي (21 فبراير 2022). "قيود جديدة على الحد الأدنى للكتلة اللازمة لاحتراق الليثيوم النووي الحراري في الأقزام البنية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 510 (2): 2841-2850 . doi : 10.1093/mnras/stab2969 . ISSN 0035-8711 . 
  35. ↑ أوبنهايمر، بي آر؛ كولكارني، إس آر؛ ماثيوز، ك؛ ناكاجيما، تي. (ديسمبر 1995). "طيف الأشعة تحت الحمراء للقزم البني البارد Gl 229B" . مجلة ساينس . 270 (5241): 1478-1479 . Bibcode : 1995Sci...270.1478O . doi : 10.1126/science.270.5241.1478 . PMID 7491492 . 
  36. ↑ بورغاسر، آدم ج.؛ مارلي، مارك س.؛ أكرمان، أندرو س.؛ سومون، ديدييه؛ لودرز، كاتارينا؛ دان، كونارد س.؛ هاريس، هيو س.؛ كيركباتريك، ج. ديفي (2002-06-01). "دليل على اضطراب السحب في مرحلة الانتقال من الأقزام الطويلة إلى الأقزام المتوسطة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 571 (2): L151– L154. arXiv : astro-ph/0205051 . Bibcode : 2002ApJ...571L.151B . doi : 10.1086/341343 . ISSN 0004-637X . 
  37. ↑ فوس، جوانا م.؛ فاهيرتي، جاكلين ك.؛ غاني، جوناثان؛ مارلي، مارك؛ ميتشيف، ستانيمير؛ جيزيس، جون؛ رايس، إميلي ل.؛ كروز، كيلي (2022-01-01). "دع العالم العظيم يدور: الكشف عن الطبيعة العاصفة والمضطربة لنظائر الكواكب الخارجية العملاقة الشابة باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 924 (2): 68. arXiv : 2201.04711 . Bibcode : 2022ApJ...924...68V . doi : 10.3847/1538-4357/ac4502 . ISSN 0004-637X . 
  38. ↑ فوس، جوانا م.؛ بيرنغهام، بن؛ فاهيرتي، جاكلين ك.؛ أليخاندرو، شيريلين؛ غونزاليس، إيلين؛ كالاماري، إميلي؛ بارداليز غاليوفي، دانييلا؛ فيشر، تشانون؛ تان، شيانيو؛ مورلي، كارولين ف.؛ مارلي، مارك؛ جيما، مارينا إي.؛ وايتفورد، نيال؛ غارن، جوزفين؛ بارك، غريس (2023-02-01). "سحب فورستريت متقطعة في غلافين جويين لكوكبين خارجيين شديدي التغير" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 944 (2): 138. arXiv : 2212.07399 . Bibcode : 2023ApJ...944..138V . دوى : 10.3847/1538-4357/acab58 . ISSN 0004-637X . 
  39. ↑ مانجافاكاس، إيلينا؛ كاراليدي، ثيودورا؛ فوس، جوهانا م.؛ بيلر، بيث أ.؛ ليو، بن دبليو بي (2021-11-01). "الكشف عن البنية السحابية الرأسية لقزم بني شاب منخفض الكتلة، وهو نظير للكوكب الخارجي β-Pictoris b الذي تم تصويره مباشرة، من خلال التغيرات الطيفية الضوئية لتلسكوب كيك 1/موسفاير" . المجلة الفلكية . 162 (5): 179. arXiv : 2107.12368 . Bibcode : 2021AJ....162..179M . doi : 10.3847/1538-3881/ac174c . ISSN 0004-6256 . 
  40. ^ تريمبلين، ص. شابرييه، ج. بارافي، أنا. ليو، مايكل. ج. ماجنير، EA؛ لاجي، P.-O.؛ ألفيس دي أوليفيرا، سي؛ بورغاسر، AJ؛ أموندسن، DS. دروموند، ب. (2017/11/01). "أجواء خالية من السحب للأجسام النجمية الشابة منخفضة الجاذبية" . مجلة الفيزياء الفلكية . 850 (1): 46. أرخايف : 1710.02640 . بيب كود : 2017ApJ...850...46T . دوى : 10.3847/1538-4357/aa9214 . ISSN 0004-637X . 
  41. ↑ سواريز، جينارو؛ ميتشيف، ستانيمير (2022-07-01). "الأقزام فائقة البرودة المرصودة بواسطة مطياف سبيتزر للأشعة تحت الحمراء - الجزء الثاني: ظهور وترسب سحب السيليكات في الأقزام من النوع L، وتحليل عينة الأقزام الحقلية الطيفية الكاملة من M5 إلى T9" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 513 (4): 5701-5726 . arXiv : 2205.00168 . Bibcode : 2022MNRAS.513.5701S . doi : 10.1093/mnras/stac1205 . ISSN 0035-8711 . 
  42. ↑ مايلز، بريتاني إي.؛ بيلر، بيث أ.؛ باتابيس، بوليكرونيس؛ وورثين، كادين؛ ريكمان، إميلي؛ هوخ، كيلان ك.و.؛ سكيمر، أندرو؛ بيرين، مارشال د.؛ وايتفورد، نيال؛ تشين، كريستين هـ.؛ سارجنت، ب.؛ موخرجي، ساغنيك؛ مورلي، كارولين ف.؛ موران، سارة إي.؛ بونفوي، ميكائيل (2023-03-01). "برنامج جيمس ويب الفضائي للعلوم للإصدار المبكر للملاحظات المباشرة لأنظمة الكواكب الخارجية II: طيف من 1 إلى 20 ميكرومتر للكوكب المرافق VHS 1256-1257 b" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 946 (1): L6. arXiv : 2209.00620 . بيب كود : 2023ApJ...946L...6M . دوى : 10.3847/2041-8213/acb04a . ISSN 0004-637X . 
  43. ^ بيلر، بيث أ. كروسفيلد، إيان جيه إم؛ مانشيني، لويجي؛ سيشيري، سيمونا؛ ساوثوورث، جون. كوبيتوفا، تيسيا ج.؛ بونيفوي، ميكائيل؛ الشماس، نيال ر. شليدر، جوشوا E.؛ بونزلي، استير؛ براندنر، فولفجانج؛ ألارد، فرنسا؛ هومير ، ديريك. فريتاغ، بيرند؛ بايلر جونز، كورين آل . غرينر، يوخن. هينينج، توماس. جولدمان ، برتراند (6 نوفمبر 2013). “الطقس على أقرب الأقزام البنية: حل مراقبة التقلبات المتزامنة للأطوال الموجية المتعددة لـ WISE J104915.57–531906.1AB”. رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 778 (1): ل10. أرخايف : 1310.5144 . Bibcode : 2013ApJ...778L..10B . doi : 10.1088/2041-8205/778/1/l10 . S2CID 56107487 . 
  44. ↑ مورلي، كارولين ف.؛ فورتني، جوناثان ج.؛ مارلي، مارك س.؛ فيشر، شانون؛ سومون، ديدييه؛ ليجيت، س.ك. (2012-09-01). "السحب المهملة في أغلفة الأقزام من النوعين T و Y" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 756 (2): 172. arXiv : 1206.4313 . Bibcode : 2012ApJ...756..172M . doi : 10.1088/0004-637X/756/2/172 . ISSN 0004-637X . S2CID 118398946 .  
  45. ↑ مانجافاكاس، إيلينا؛ كاراليدي، ثيودورا؛ تان، شيانيو؛ فوس، جوهانا م.؛ ليو، بن دبليو بي؛ بيلر، بيث أ.؛ أوليفروس-غوميز، ناتاليا (2022-08-01). "بنية الغلاف الجوي العلوي والسحابة الرأسية لقزم T متأخر سريع الدوران" . المجلة الفلكية . 164 (2): 65. arXiv : 2206.07566 . Bibcode : 2022AJ....164...65M . doi : 10.3847/1538-3881/ac7953 . ISSN 0004-6256 . 
  46. ↑ فاهيرتي، جاكلين ك.؛ تيني، سي جي؛ سكيمر، أندرو؛ مونسون، أندرو ج. (2014-09-01). "مؤشرات على وجود سحب مائية في أبرد قزم بني معروف" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 793 (1): L16. arXiv : 1408.4671 . Bibcode : 2014ApJ...793L..16F . doi : 10.1088/2041-8205/793/1/L16 . hdl : 1959.4/unsworks_36908 . ISSN 0004-637X . S2CID 119246100 .  
  47. ↑ ليكافيليه دي إيتانغ، أ.؛ ليسور، جاك ج. (يونيو 2022). "التعريف العملي للاتحاد الفلكي الدولي للكوكب خارج المجموعة الشمسية" . مراجعات علم الفلك الجديد . 94 101641. arXiv : 2203.09520 . Bibcode : 2022NewAR..9401641L . doi : 10.1016/j.newar.2022.101641 . ISSN 1387-6473 . 
  48. ↑ "مجموعة العمل المعنية بالكواكب الخارجية: تعريف "الكوكب""بيان موقف الاتحاد الفلكي الدولي (بيان صحفي) . 28 فبراير 2003. مؤرشف من الأصل في 16 ديسمبر 2014. تم الاطلاع عليه في 28 أبريل 2014 .
  49. 1 2 باسري، جيبور؛ براون، مايكل إي. (2006-08-20). "من الكويكبات إلى الأقزام البنية: ما هو الكوكب؟". المراجعة السنوية لعلوم الأرض والكواكب . 34 (2006): 193-216 . arXiv : astro-ph/0608417 . Bibcode : 2006AREPS..34..193B . doi : 10.1146/annurev.earth.34.031405.125058 . S2CID 119338327 . 
  50. ↑ تشين، جينغجينغ؛ كيبينغ، ديفيد (2016). "التنبؤ الاحتمالي بكتل وأقطار العوالم الأخرى" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 834 (1): 17. arXiv : 1603.08614 . Bibcode : 2017ApJ...834...17C . doi : 10.3847/1538-4357/834/1/17 . S2CID 119114880 . 
  51. ↑ بودينهايمر، بيتر؛ دانجيلو، جينارو؛ ليسور، جاك جيه ؛ فورتني، جوناثان جيه؛ سومون، ديدييه (2013). "احتراق الديوتيريوم في الكواكب العملاقة الضخمة والأقزام البنية منخفضة الكتلة المتكونة عن طريق التراكم النواة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 770 (2): 120-133 . arXiv : 1305.0980 . Bibcode : 2013ApJ...770..120B . doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . S2CID 118553341 . 
  52. ↑ شبيغل، ديفيد س.؛ بوروز، آدم؛ ميلسون، جون أ. (2011). "الحد الأقصى لكتلة احتراق الديوتيريوم للأقزام البنية والكواكب العملاقة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 727 (1): 57. arXiv : 1008.5150 . Bibcode : 2011ApJ...727...57S . doi : 10.1088/0004-637X/727/1/57 . S2CID 118513110 . 
  53. ^ شنايدر، جان. ديديو، سيريل. لو سيدانر، بيير؛ سافال، رينو؛ زولوتوخين، إيفان (2011). “تعريف وفهرسة الكواكب الخارجية: قاعدة بيانات exoplanet.eu”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 532 (79): ج79. أرخايف : 1106.0586 . بيب كود : 2011A & A...532A..79S . دوى : 10.1051/0004-6361/201116713 . S2CID 55994657 . 
  54. ↑ شنايدر، جان (يوليو 2016). "الكواكب الخارجية مقابل الأقزام البنية: رؤية كوروت والمستقبل". كتاب إرث كوروت . ص 157. arXiv : 1604.00917 . doi : 10.1051/978-2-7598-1876-1.c038 . ISBN  978-2-7598-1876-1. S2CID 118434022 . 
  55. ↑ هاتزيس، آرتي ب .؛ راور، هايك (2015). "تعريف للكواكب العملاقة بناءً على علاقة الكتلة بالكثافة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 810 (2): L25. arXiv : 1506.05097 . Bibcode : 2015ApJ...810L..25H . doi : 10.1088/2041-8205/810/2/L25 . S2CID 119111221 . 
  56. ^ رايت، جايسون ت. فاخوري، أنسي؛ مارسي، جيفري دبليو . هان، إيونكيو؛ فنغ، ي. كاترينا؛ جونسون، جون آشر ؛ وآخرون . (2010). “قاعدة بيانات مدار الكواكب الخارجية”. منشورات الجمعية الفلكية في منطقة المحيط الهادئ . 123 (902): 412– 422. أرخايف : 1012.5676 . بيب كود : 2011PASP..123..412W . دوى : 10.1086/659427 . S2CID 51769219 .  
  57. ↑ "معايير إدراج الكواكب الخارجية في الأرشيف" . أرشيف ناسا للكواكب الخارجية .
  58. ↑ تعريف "الكوكب"" مجموعة العمل المعنية بالكواكب الخارجية. الاتحاد الفلكي الدولي . مؤرشف من الأصل بتاريخ 2012-07-02. "بيان موقف الاتحاد الفلكي الدولي بشأن تعريف "الكوكب".
  59. ^ ديلورمي، فيليب. جاني، جوناثان. مالو، ليسون؛ ريلي، سيلين؛ أرتيجاو، إتيان؛ ألبرت، لويك؛ وآخرون . (ديسمبر 2012). “CFBDSIR2149-0403: كوكب عائم حر بكتلة المشتري 4–7 في المجموعة المتحركة الشابة AB Doradus؟”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 548 : ج26. أرخايف : 1210.0305 . بيب كود : 2012A & A...548A..26D . دوى : 10.1051/0004-6361/201219984 . S2CID 50935950 .    
  60. ↑ لومان، كيفن ل. (21 أبريل 2014). "اكتشاف قزم بنيّ تبلغ درجة حرارته حوالي 250 كلفن على بُعد 2 فرسخ فلكي من الشمس". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 786 (2): L18. arXiv : 1404.6501 . Bibcode : 2014ApJ...786L..18L . doi : 10.1088/2041-8205/786/2/L18 . S2CID 119102654 .   
  61. ↑ سومون، ديدييه؛ مارلي، مارك س. (ديسمبر 2008). "تطور الأقزام من النوعين L و T في مخططات اللون-القدر الظاهري". المجلة الفيزيائية الفلكية . 689 (2): 1327-1344 . arXiv : 0808.2611 . Bibcode : 2008ApJ...689.1327S . doi : 10.1086/592734 . ISSN 0004-637X . S2CID 15981010 .  
  62. ↑ ماروكو، فيديريكو؛ كيركباتريك، ج. ديفي؛ ميسنر، آرون م.؛ كاسيلدن، دان؛ أيزنهارت، بيتر ر.م.؛ كوشينغ، مايكل س.؛ فاهيرتي، جاكلين ك.؛ جيلينو، كريستوفر ر.؛ رايت، إدوارد ل. (2020). "تحسين قياس الضوء بالأشعة تحت الحمراء وقياس أولي لاختلاف المنظر للقزم البني شديد البرودة CWISEP J144606.62-231717.8" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 888 (2): L19. arXiv : 1912.07692 . Bibcode : 2020ApJ...888L..19M . doi : 10.3847/2041-8213/ab6201 . S2CID 209386563 . 
  63. ↑ فيليباتزو، جوزيف سي.؛ رايس، إميلي إل.؛ فاهيرتي، جاكلين ك .؛ كروز، كيلي إل.؛ فان جوردون، مولي إم.؛ لوبر، داغني إل. (سبتمبر 2015). "المعلمات الأساسية وتوزيعات الطاقة الطيفية للأجسام الشابة والأجسام في عمر الحقل ذات الكتل التي تتراوح من النجمية إلى الكوكبية". مجلة الفيزياء الفلكية . 810 (2): 158. arXiv : 1508.01767 . Bibcode : 2015ApJ...810..158F . doi : 10.1088/0004-637X/810/2/158 . ISSN 0004-637X . S2CID 89611607 .  
  64. ↑ موهانتي، سوبهانجوي؛ جاياواردانا، راي؛ هويلامو، نوريا؛ ماماجيك، إريك (مارس 2007). "الرفيق الكوكبي للكتلة 2MASS 1207-3932B: درجة الحرارة، الكتلة، ودليل على وجود قرص جانبي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 657 (2): 1064-1091 . arXiv : astro-ph/0610550 . Bibcode : 2007ApJ...657.1064M . doi : 10.1086/510877 . ISSN 0004-637X . S2CID 17326111 .  
  65. 1 2 تشانغ، تشوجيان؛ ليو، مايكل سي؛ هيرميس، جيمس جيه؛ ماغنييه، يوجين إيه؛ مارلي، مارك إس؛ تريمبلاي، بيير-إيمانويل؛ تاكر، مايكل إيه؛ دو، آرون؛ باين، آنا في؛ شابي، بنجامين جيه (فبراير 2020). "الرفقاء الباردون في مدارات فائقة الاتساع (COCONUTS). الجزء الأول: معيار T4 عالي الجاذبية حول قزم أبيض قديم، وإعادة فحص اعتماد الانتقال من L إلى T على جاذبية السطح" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 891 (2): 171. arXiv : 2002.05723 . Bibcode : 2020ApJ...891..171Z . doi : 10.3847/1538-4357/ab765c . S2CID 211126544 . 
  66. ^ سمارت، ريتشارد إل. بوتشاريلي، بياتريس؛ جونز، هيو را. المغرب، فيديريكو؛ أندريه، ألكسندر أومبرتو؛ جولدمان، برتراند؛ مينديز، رينيه أ؛ دافيلا، فيكتور دي أ؛ بيرننجهام، بن؛ كامارغو، خوليو إجناسيو بوينو دي؛ كروستا، ماريا تيريزا؛ دابرا، ماريو؛ جنكينز، جيمس س.؛ لاشوم، ريجيس. لاتانزي، ماريو ج. بينا، جوسيرا إل. بينفيلد، ديفيد J.؛ دا سيلفا نيتو، داريو نيبوموسينو؛ سوزيتي، أليساندرو؛ فيكياتو ، ألبرتو (ديسمبر 2018). "اختلافات المنظر للأجسام الجنوبية شديدة البرودة III: أقزام 118 L وT" . منراس . 481 (3): 3548– 3562. arXiv : 1811.00672 . Bibcode : 2018MNRAS.481.3548S . doi : 10.1093/mnras/sty2520 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119390019 .  
  67. 1 2 بوروز، آدم؛ هوبارد، ويليام ب.؛ لونين، جوناثان آي.؛ ليبرت، جيمس (2001). "نظرية الأقزام البنية والكواكب العملاقة خارج المجموعة الشمسية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 73 (3): 719-765 . arXiv : astro-ph/0103383 . Bibcode : 2001RvMP...73..719B . doi : 10.1103/RevModPhys.73.719 . S2CID 204927572 . 
  68. ↑ "رؤية فنان لأنواع الأقزام البنية" مؤرشفة بتاريخ 17 نوفمبر 2011 في أرشيف الإنترنت
  69. 1 2 3 4 ليجيت، ساندي ك.؛ كوشينغ، مايكل س.؛ سومون، ديدييه؛ مارلي، مارك س.؛ روليغ، توماس ل.؛ وارين، ستيفن ج.؛ بيرنغهام، بن؛ جونز، هيو ر. أ.؛ كيركباتريك، ج. ديفي؛ لوديو، نيكولاس؛ لوكاس، فيليب و.؛ ماينزر، إيمي ك.؛ مارتن، إدواردو ل.؛ مكاوغريان، مارك ج.؛ بينفيلد، ديفيد ج.؛ سلون، غريغوري س.؛ سمارت، ريتشارد ل.؛ تامورا، موتوهايد؛ فان كليف، جيفري (2009). "الخصائص الفيزيائية لأربعة أقزام من نوع ~600 كيلوجول". المجلة الفيزيائية الفلكية . 695 (2): 1517-1526 . arXiv : 0901.4093 . Bibcode : 2009ApJ...695.1517L . دوى : 10.1088/0004-637X/695/2/1517 . S2CID 44050900 . .
  70. 1 2 ديلورمي، فيليب؛ ديلفوس، كزافييه. ألبرت، لويك؛ أرتيجاو، إتيان؛ فورفيل، تييري؛ ريلي، سيلين؛ ألارد، فرنسا؛ هومير ، ديريك. روبن، آني سي؛ ويلوت، كريس J.؛ ليو، مايكل C.؛ دوبوي، ترينت ج. (2008). “CFBDS J005910.90-011401.3: الوصول إلى انتقال القزم البني T – Y؟”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 482 (3): 961– 971. أرخايف : 0802.4387 . بيب كود : 2008A & A...482..961D . دوى : 10.1051/0004-6361:20079317 . S2CID 847552 . 
  71. 1 2 برننغهام، بن؛ بينفيلد، ديفيد J.؛ ليجيت، ساندي ك.؛ تامورا، موتوهيدي؛ لوكاس، فيليب دبليو؛ هومير ، ديريك. داي جونز، أفريل؛ جونز، هيو را. كلارك، جي آر إيه؛ إيشي، ميكي؛ كوزوهارا، ماسايوكي؛ لوديو، نيكولاس؛ زاباتيرو أوسوريو، ماريا روزا؛ فينيمانز، برام بيتر؛ مورتلوك، دانيال J .؛ بارادو إي نافاسكويس، ديفيد؛ مارتن، إدواردو إل. ماجازو، أنطونيو (2008). "استكشاف نظام درجة الحرارة دون النجمية حتى 550 كلفن تقريبًا" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 391 (1): 320– 333. أرخايف : 0806.0067 . Bibcode : 2008MNRAS.391..320B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x . S2CID 1438322 . 
  72. ↑ بيلر، صموئيل أ.؛ كوشينغ، مايكل س.؛ كيركباتريك، ج. ديفي؛ شنايدر، آدم س.؛ موخرجي، ساغنيك؛ مارلي، مارك س. (2023-07-01). "أول توزيع طيفي للطاقة لنجم قزم من النوع Y باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 951 (2): L48. arXiv : 2306.11807 . Bibcode : 2023ApJ...951L..48B . doi : 10.3847/2041-8213/ace32c . ISSN 0004-637X . 
  73. ↑ لوهمان، ك. ل.؛ ألفيس دي أوليفيرا، س. (يونيو 2025). "فئة طيفية جديدة من الأقزام البنية في أسفل دالة الكتلة الأولية في IC 348" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 986 (1): L14. arXiv : 2506.08969 . Bibcode : 2025ApJ...986L..14L . doi : 10.3847/2041-8213/addc55 . ISSN 0004-637X . 
  74. 1 2 3 زانلي، كيفن جيه؛ مارلي، مارك إس. (2014-12-01). "الميثان، وأول أكسيد الكربون، والأمونيا في الأقزام البنية والكواكب العملاقة ذاتية الإضاءة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 797 (1): 41. arXiv : 1408.6283 . Bibcode : 2014ApJ...797...41Z . doi : 10.1088/0004-637X/797/1/41 . ISSN 0004-637X . S2CID 118509317 .  
  75. بارداليز غاليوفي، دانييلا سي؛ فاهيرتي، جاكلين ك؛ شنايدر، آدم سي؛ مايسنر، آرون؛ كاسيلدين، دان؛ كولين، غيوم؛ غودمان، سام؛ كيركباتريك، جيه. ديفي؛ كوشنر، مارك؛ غاني، جوناثان؛ لوغسدون، سارة إي؛ بورغاسر، آدم جيه؛ أليرز، كاتلين؛ ديبيس، جون؛ ويسنيوسكي، جون (2020-06-01). " WISEA J083011.95+283716.0: حلقة مفقودة من جسم ذي كتلة كوكبية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 895 (2): 145. arXiv : 2004.12829 . Bibcode : 2020ApJ...895..145B . doi : 10.3847/1538-4357/ab8d25 . ISSN 0004-637X . S2CID 216553879 .  
  76. ↑ "رموز النوع الطيفي" . simbad.u-strasbg.fr . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2020-03-06 .
  77. 1 2 بيرنغهام، بن؛ سميث، لي؛ كاردوسو، كاتيا ف.؛ لوكاس، فيليب و.؛ بورغاسر، آدم ج.؛ جونز، هيو ر. أ.؛ سمارت، ريتشارد ل. (مايو 2014). "اكتشاف قزم فرعي من النوع T6.5" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 440 (1): 359-364 . arXiv : 1401.5982 . Bibcode : 2014MNRAS.440..359B . doi : 10.1093/mnras/stu184 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119283917 .  
  78. 1 2 3 كروز، كيلي إل.؛ كيركباتريك، جيه. ديفي؛ بورغاسر، آدم جيه. (فبراير 2009). "تحديد الأقزام L الشابة في الحقل: تسلسل طيفي بصري أولي منخفض الجاذبية من L0 إلى L5". المجلة الفلكية . 137 (2): 3345-3357 . arXiv : 0812.0364 . Bibcode : 2009AJ....137.3345C . doi : 10.1088/0004-6256/137/2/3345 . ISSN 0004-6256 . S2CID 15376964 .  
  79. 1 2 لوبر، داغني ل.؛ كيركباتريك، ج. ديفي؛ كوتري، روك م.؛ بارمان، ترافيس؛ بورغاسر، آدم ج.؛ كوشينغ، مايكل س.؛ روليغ، توماس؛ ماكغفرن، مارك ر.؛ ماكلين، إيان س.؛ رايس، إميلي؛ سويفت، براندون ج. (أكتوبر 2008). "اكتشاف قزمين من النوع L غريبين قريبين من خلال مسح الحركة الذاتية 2MASS: هل هما صغيران أم غنيان بالمعادن؟". مجلة الفيزياء الفلكية . 686 (1): 528-541 . arXiv : 0806.1059 . Bibcode : 2008ApJ...686..528L . doi : 10.1086/591025 . ISSN 0004-637X . S2CID 18381182 .  
  80. 1 2 3 4 كيركباتريك، ج. ديفي؛ لوبر، داغني ل.؛ بورغاسر، آدم ج.؛ شور، ستيفن د.؛ كوتري، روك م.؛ كوشينغ، مايكل س.؛ كروز، كيلي ل.؛ سويت، آن س.؛ كناب، جيليان ر.؛ بارمان، ترافيس س.؛ بوتشانسكي، جون ج. (سبتمبر 2010). "اكتشافات من مسح الحركة الذاتية بالأشعة تحت الحمراء القريبة باستخدام بيانات مسح السماء الكامل متعدد الحقب بطول موجي 2 ميكرون". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 190 (1): 100-146 . arXiv : 1008.3591 . Bibcode : 2010ApJS..190..100K . doi : 10.1088/0067-0049/190/1/100 . ISSN 0067-0049 . S2CID 118435904 .  
  81. ↑ فاهيرتي، جاكلين ك.؛ ريدل، أدريك ر.؛ كروز، كيلي ل.؛ غاني، جوناثان؛ فيليباتزو، جوزيف س.؛ لامبريدس، إيريني؛ فيكا، هايلي؛ واينبرغر، أليسيا؛ ثورستنسن، جون ر.؛ تيني، كريس ج.؛ بالداساري، فيفيان (يوليو 2016). "خصائص تجمعات الأقزام البنية المشابهة للكواكب الخارجية" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 225 (1): 10. arXiv : 1605.07927 . Bibcode : 2016ApJS..225...10F . doi : 10.3847/0067-0049/225/1/10 . ISSN 0067-0049 . S2CID 118446190 .  
  82. ↑ ريد، نيل. "بيانات اللون والقدر" . www.stsci.edu . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2020-03-06 .
  83. ↑ المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي (9 أبريل 2020). "علماء الفلك يقيسون سرعة الرياح على قزم بني - الغلاف الجوي والداخل يدوران بسرعات مختلفة" . يوريك أليرت! . مؤرشف من الأصل في 12 أبريل 2020. تم الاطلاع عليه في 10 أبريل 2020 .
  84. ↑ تشين، مينغهان؛ لي، ييتينغ؛ براندت، تيموثي د.؛ دوبوي، ترينت ج.؛ كاردوسو، كاتيا ف.؛ مكاوغريان، مارك ج. (2022). "الكتل الديناميكية الدقيقة لـ ε Indi Ba و Bb: دليل على تباطؤ التبريد عند الانتقال من الحالة الأرضية المنخفضة إلى الحالة الأرضية المتوسطة" . المجلة الفلكية . 163 (6): 288. arXiv : 2205.08077 . Bibcode : 2022AJ....163..288C . doi : 10.3847/1538-3881/ac66d2 . S2CID 248834536 . 
  85. ↑ "تلسكوبات ناسا الفضائية ترصد أنماط الطقس في قزم بني" . موقع هابل . ناسا. مؤرشف من الأصل في 2 أبريل 2014. تم الاطلاع عليه في 8 يناير 2013 .
  86. ↑ "علماء الفلك يرصدون رياحًا عاتية على جسم خارج نظامنا الشمسي" . سي إن إن . 9 أبريل 2020. تاريخ الاطلاع: 11 أبريل 2020 .
  87. 1 2 روت، ماثيو؛ وولسزكان، ألكسندر (20 أكتوبر 2016). "البحث الثاني في مرصد أريسيبو عن توهجات راديوية بتردد 5 جيجاهرتز من الأقزام فائقة البرودة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 830 (2): 85. arXiv : 1608.02480 . Bibcode : 2016ApJ...830...85R . doi : 10.3847/0004-637X/830/2/85 . S2CID 119279978 . 
  88. ↑ نويهاوزر، رالف؛ كوميرون، فرناندو (أكتوبر 1998). "رصد روسات بالأشعة السينية لقزم بني شاب في سحابة الحرباء المظلمة الأولى". مجلة ساينس . 282 (5386): 83-85 . Bibcode : 1998Sci...282...83N . doi : 10.1126/science.282.5386.83 . PMID 9756481 . 
  89. ↑ روتليدج، روبرت إي.؛ باسري، جيبور؛ مارتن، إدواردو إل.؛ بيلدستين، لارس (1 أغسطس 2000). "رصد تشاندرا لتوهج أشعة سينية من القزم البني LP 944-20". المجلة الفيزيائية الفلكية . 538 (2): L141– L144. arXiv : astro-ph/0005559 . Bibcode : 2000ApJ...538L.141R . doi : 10.1086/312817 . S2CID 17800872 . 
  90. 1 2 بيرغر، إيدو؛ بول، ستيفن؛ بيكر، كيت م.؛ كلارك، ميلاني؛ فرايل، ديل أ.؛ فوكودا، تيريز أ.؛ هوفمان، إيان م.؛ ميلون، ريتشارد؛ مومجيان، إيمانويل؛ مورفي، ناثانيال و.؛ تينغ، ستايسي هـ.؛ وودروف، تيموثي؛ زاودرير، ب. آشلي؛ زافالا، روبرت ت. (15 مارس 2001). "اكتشاف انبعاثات راديوية من القزم البني LP944-20" . مجلة نيتشر (مخطوطة قيد النشر). 410 (6826): 338-340 . arXiv : astro-ph/0102301 . Bibcode : 2001Natur.410..338B . doi : 10.1038/35066514 . PMID 11268202. S2CID 4411256. مؤرشف من الأصل بتاريخ 27-04-2021.  
  91. ↑ شوفان، غايل؛ زوكرمان، بن؛ لاغرانج، آن ماري. "نعم، إنها صورة لكوكب خارج المجموعة الشمسية: علماء الفلك يؤكدون أول صورة لكوكب خارج نظامنا الشمسي" (بيان صحفي). المرصد الأوروبي الجنوبي . تاريخ الاسترجاع: 9 فبراير 2020 .
  92. ↑ لوهمان، كيفن ل. (أبريل 2013). "اكتشاف قزم بني ثنائي على بُعد 2 فرسخ فلكي من الشمس". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 767 (1): L1. arXiv : 1303.2401 . Bibcode : 2013ApJ...767L...1L . doi : 10.1088/2041-8205/767/1/L1 . ISSN 0004-637X . S2CID 8419422 .  
  93. 1 2 كلافين، ويتني؛ هارينغتون، جيه دي (25 أبريل 2014). " تلسكوبا سبيتزر ووايز التابعان لناسا يكتشفان جارًا باردًا وقريبًا للشمس" . NASA.gov . مؤرشف من الأصل في 26 أبريل 2014.
  94. 1 2 3 4 5 "أشعة سينية من هالة قزم بني" . 14 أبريل 2003. مؤرشف من الأصل في 30 ديسمبر 2010. تم الاطلاع عليه في 19 مارس 2010 .
  95. ↑ روت، ماثيو (10 أغسطس 2017). "تخليق تجمعات الأقزام فائقة البرودة ذات التوهجات الراديوية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 845 (1): 66. arXiv : 1707.02212 . Bibcode : 2017ApJ...845...66R . doi : 10.3847/1538-4357/aa7ede . S2CID 118895524 . 
  96. ↑ كاو، ميلودي م.؛ هالينان، جريج؛ بينيدا، ج. سيباستيان؛ ستيفنسون، ديفيد؛ بورجاسر، آدم ج. (31 يوليو 2018). "أقوى المجالات المغناطيسية على أبرد الأقزام البنية" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 237 (2): 25. arXiv : 1808.02485 . Bibcode : 2018ApJS..237...25K . doi : 10.3847/1538-4365/aac2d5 . S2CID 118898602 . 
  97. ↑ روت، ماثيو (10 يوليو 2017). "هل WISEP J060738.65+242953.4 قزم L نشط ​​مغناطيسيًا ذو قطبية موجبة؟" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 843 (2): 115. arXiv : 1706.03010 . Bibcode : 2017ApJ...843..115R . doi : 10.3847/1538-4357/aa78ab . S2CID 119056418 . 
  98. ↑ روت، ماثيو (20 أكتوبر 2016). "اكتشاف دورات نشاط شبيهة بالشمس بعد نهاية التسلسل الرئيسي؟" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 830 (2): L27. arXiv : 1609.07761 . Bibcode : 2016ApJ...830L..27R . doi : 10.3847/2041-8205/830/2/L27 . S2CID 119111063 . 
  99. ↑ Phys.org. "اكتشاف موجات راديوية قياسية من نجم فائق البرودة" (بيان صحفي).
  100. ↑ روت، م.؛ وولسزكان، أ. (10 مارس 2012). "اكتشاف أريسيبو لأبرد قزم بني متوهج راديويًا". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 747 (2): L22. arXiv : 1202.1287 . Bibcode : 2012ApJ...747L..22R . doi : 10.1088/2041-8205/747/2/L22 . S2CID 119290950 . 
  101. ↑ روت، ماثيو (1 مايو 2024). "روما. 4. بحث أريسيبو عن انبعاثات راديوية مغناطيسية تحت نجمية في أنظمة يُفترض أنها تستضيف كواكب خارجية عند 5 جيجاهرتز" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 966 (1): 55. arXiv : 2403.02226 . Bibcode : 2024ApJ...966...55R . doi : 10.3847/1538-4357/ad30ff .
  102. ↑ ميسنر، آرون؛ كوتش، أماندا. "رسم خريطة لفناء شمسنا الخلفي" . مختبر NOIR . تم الاطلاع عليه في 1 فبراير 2021 .
  103. ↑ أونيل، إيان (12 يونيو 2012). "الأقزام البنية، صغار الحطام النجمي، أندر مما كان يُعتقد" . Space.com . تم الاطلاع عليه بتاريخ 28 ديسمبر 2012 .
  104. ^ موزيك، كورالجكا؛ شودل، راينر. شولتز، الكسندر. جيرز، فنسنت C.؛ جاياواردهانا، راي؛ أسينسو، جوانا؛ سيزا ، لوكاس أ. (2017/07/02). "المحتوى منخفض الكتلة للعنقود النجمي الشاب الضخم RCW 38" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 471 (3): 3699– 3712. أرخايف : 1707.00277 . بيب كود : 2017MNRAS.471.3699M . دوى : 10.1093/mnras/stx1906 . ISSN 0035-8711 . S2CID 54736762 .  
  105. ↑ أباي، دانيال؛ كاراليدي، ت.؛ مارلي، مارك س.؛ يانغ، هـ.؛ فلاتو، د.؛ ميتشيف، س.؛ كوان، ن.ب.؛ بوينزلي، إ.؛ بورغاسر، آدم ج.؛ راديغان، ج.؛ أرتيغو، إتيان؛ لورانس، ب. (2017). "مناطق وبقع وموجات على نطاق كوكبي تتداخل في أغلفة الأقزام البنية" . مجلة ساينس . 357 (6352): 683-687 . Bibcode : 2017Sci...357..683A . doi : 10.1126/science.aam9848 . PMID 28818943 . 
  106. ↑ غود، تشيلسي (19 أغسطس 2020). "متطوعون يرصدون ما يقرب من 100 قزم بني بارد بالقرب من شمسنا" . Space.com .
  107. ↑ تقرير عن أحوال الطقس الفضائية: رصد تلسكوب جيمس ويب الفضائي رياحًا رملية حارة على نجمين قزمين بنيين؛ Space.com
  108. ↑ "هل الأقزام البنية الأكثر روعة هي تلك المنعزلة؟" . www.noirlab.edu . تاريخ الاسترجاع: 16 أبريل 2023 .
  109. 1 2 فونتانيف، كليمنس؛ بيلر، بيث؛ بونافيتا، ماريانجيلا؛ أليرز، كاتلين (2018-09-01). "تقييد إحصائيات تعدد النجوم لأبرد الأقزام البنية: يستمر انخفاض نسبة الثنائيات مع النوع الطيفي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 479 (2): 2702-2727 . arXiv : 1806.08737 . Bibcode : 2018MNRAS.479.2702F . doi : 10.1093/mnras/sty1682 . ISSN 0035-8711 . 
  110. ↑ أوبيتز، دانييلا؛ تيني، سي جي؛ فاهيرتي، جاكلين؛ سويت، سارة؛ جيلينو، كريستوفر آر؛ كيركباتريك، جيه ديفي (24 فبراير 2016). "البحث عن الأقزام الثنائية من النوع Y باستخدام نظام البصريات التكيفية متعددة الاقتران لجيميني (GeMS)" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 819 (1): 17. arXiv : 1601.05508 . Bibcode : 2016ApJ...819...17O . doi : 10.3847/0004-637X/819/1/17 . ISSN 1538-4357 . S2CID 3208550 .  
  111. 1 2 كاليسندورف، بير؛ دي فوريو، ماثيو. ماير، مايكل. ألبرت، لويك؛ اجانزي، كريستيان؛ علي ديب، محمد؛ جاجليوفي، دانييلا سي. بارداليز؛ بارون، فريدريك؛ بيتشمان، تشارلز أ. بورغاسر، آدم ج.؛ كوشينغ، مايكل C.؛ فاهرتي، جاكلين كيلي؛ فونتانيف، كليمانس؛ جيلينو، كريستوفر ر. جيزيس ، جون إي. (29/03/2023). "اكتشاف JWST/NIRCam لأول ثنائي قزم بني Y+Y: WISE J033605.05–014350.4" . رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 947 (2): ل30. أرخايف : 2303.16923 . بيب كود : 2023ApJ...947L..30C . دوى : 10.3847/2041-8213/acc86d . S2CID 257833714 . 
  112. ↑ بوي، هيرفيه. "وزن النجوم فائقة البرودة - تعاون التلسكوبات الأرضية الكبيرة وتلسكوب هابل لإجراء أول قياس مباشر لكتلة الأقزام البنية" (بيان صحفي). المرصد الأوروبي الجنوبي . تاريخ الاسترجاع: 11 ديسمبر 2019 .
  113. ^ بوي ، هيرفي. دوشين، غاسبارد؛ كولر، راينر. براندنر، فولفجانج؛ بوفييه، جيروم. مارتن، إدواردو إل. غيز، أندريا ميا؛ ديلفوس، كزافييه. فورفيل، تييري؛ ألارد، فرنسا؛ بارافي، إيزابيل؛ البصري، جبور؛ كلوز، ليرد م؛ مكابي ، كير إي. (01/08/2004). “التحديد الأول للكتلة الديناميكية للقزم الثنائي L”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 423 (1): 341– 352. أرخايف : astro-ph/0405111 . بيب كود : 2004A & A...423..341B . doi : 10.1051/0004-6361:20040551 . ISSN 0004-6361 . S2CID 3149721 .  
  114. ↑ بيدين، لويجي ر.؛ بورباي، ديمتري؛ أباي، دانيال؛ بورغاسر، آدم ج.؛ بوينزلي، إستر؛ بوفين، هنري إم جيه؛ ليبرالاتو، ماتيا (2017-09-01). "قياسات تلسكوب هابل الفضائي لأقرب نظام ثنائي من الأقزام البنية - الجزء الأول: نظرة عامة ومدار مُحسَّن" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 470 (1): 1140-1155 . arXiv : 1706.00657 . doi : 10.1093/mnras/stx1177 . hdl : 10150/625503 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119385778 .  
  115. ↑ لومان، كيفن ل. (10 أكتوبر 2004). "الاكتشاف الأول لقزم بني ثنائي واسع". المجلة الفيزيائية الفلكية . 614 (1): 398-403 . arXiv : astro-ph/0407344 . Bibcode : 2004ApJ...614..398L . doi : 10.1086/423666 . ISSN 0004-637X . S2CID 11733526 .  
  116. ↑ ريبورث، بو؛ كلارك، كاثي (يونيو 2003). "الأقزام البنية كأجنة نجمية مقذوفة: منظورات رصدية". IAUS . 211 : 13-22 . arXiv : astro-ph/0209005 . Bibcode : 2003IAUS..211...13R . doi : 10.1017/s0074180900210188 . ISSN 1743-9221 . S2CID 16822178 .  
  117. ↑ فاهيرتي، جاكلين ك.؛ غودمان، سام؛ كاسيلدين، دان؛ كولين، غيوم؛ كوشنر، مارك ج.؛ ميسنر، آرون م.؛ غاني، جوناثان؛ شنايدر، آدم س.؛ غونزاليس، إيلين س.؛ بارداليز غاليوفي، دانييلا س.؛ لوغسدون، سارة إي. (2020). "WISE2150-7520AB: نظام قزم بني منخفض الكتلة للغاية وواسع الحركة، تم اكتشافه من خلال مشروع العلوم المدنية Backyard Worlds: Planet 9" . مجلة الفيزياء الفلكية . 889 (2): 176. arXiv : 1911.04600 . Bibcode : 2020ApJ...889..176F . doi : 10.3847/1538-4357/ab5303 . S2CID 207863267 . 
  118. 1 2 ستاسون، كيفان ج.؛ ماثيو، روبرت د.؛ فالنتي، جيف أ. (مارس 2006). "اكتشاف قزمين بنيين شابين في نظام ثنائي كسوفي". مجلة نيتشر . 440 (7082): 311-314 . Bibcode : 2006Natur.440..311S . doi : 10.1038/nature04570 . ISSN 0028-0836 . PMID 16541067. S2CID 4310407 .   
  119. 1 2 ستاسون، كيفان ج.؛ ماثيو، روبرت د.؛ فالنتي، جيف أ. (2007). "انعكاس مفاجئ لدرجات الحرارة في النظام الثنائي الكسوفي ذي القزم البني 2MASS J05352184-0546085". المجلة الفيزيائية الفلكية . 664 (2): 1154-1166 . arXiv : 0704.3106 . Bibcode : 2007ApJ...664.1154S . doi : 10.1086/519231 . S2CID 15144741 . 
  120. 1 2 3 4 وايتبو، صموئيل؛ رودريغيز، أنطونيو سي؛ بيردج، كيفن؛ برينس، توماس؛ ماويت، ديمتري؛ روز، سام؛ وآخرون . (مارس 2026). "نظام ثنائي من الأقزام البنية ينتقل فيه الكتلة في مدار مدته 57 دقيقة" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 1000 (1): L23. arXiv : 2603.17038 . Bibcode : 2026ApJ..1000L..23W . doi : 10.3847/2041-8213/ae486e . 
  121. ↑ جريثر، دانيال؛ لينويفر، تشارلز هـ. (1 أبريل 2006). "ما مدى جفاف صحراء الأقزام البنية؟ تحديد العدد النسبي للكواكب والأقزام البنية والنجوم المرافقة حول النجوم القريبة الشبيهة بالشمس" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 640 (2): 1051-1062 . arXiv : astro-ph/0412356 . Bibcode : 2006ApJ...640.1051G . doi : 10.1086/500161 . ISSN 0004-637X . S2CID 8563521 .  
  122. ↑ بيج، إيما؛ بيبر، جوشوا؛ كين، ستيفن؛ تشو، جورج؛ أديسون، بريت؛ رايت، دنكان؛ ويتنماير، روبرت؛ جونسون، مارشال؛ إيفانز، فيليب؛ كولينز، كارين؛ هيليير، كويل؛ جنسن، إريك؛ ستاسون، كيفان؛ رودريغيز، جوزيف (2022-06-01). "TOI-1994b: قزم بني غريب الأطوار يعبر أمام عملاق فرعي" . ملخصات اجتماعات الجمعية الفلكية الأمريكية . 54 (6): 305.21. رمز Bibcode : 2022AAS...24030521P .
  123. ↑ "معايير إدراج الكواكب الخارجية في أرشيف الكواكب الخارجية" . exoplanetarchive.ipac.caltech.edu . تاريخ الاسترجاع: 16 أبريل 2023 .
  124. ↑ "مجموعة العمل المعنية بالكواكب الخارجية" . w.astro.berkeley.edu . تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 أبريل 2023 .
  125. ↑ فاريحي، جاي؛ كريستوفر، ميكول (أكتوبر 2004). "قزم بني محتمل مصاحب للقزم الأبيض GD 1400". المجلة الفلكية . 128 (4): 1868. arXiv : astro-ph/0407036 . Bibcode : 2004AJ....128.1868F . doi : 10.1086/423919 . ISSN 1538-3881 . S2CID 119530628 .  
  126. ↑ ميسنر، آرون م.؛ فاهيرتي، جاكلين ك.؛ كيركباتريك، ج. ديفي؛ شنايدر، آدم س.؛ كاسيلدن، دان؛ غاني، جوناثان؛ كوشنر، مارك ج.؛ بورغاسر، آدم ج.؛ كاسويل، سارة ل.؛ ديبيس، جون هـ.؛ أرتيغو، إتيان؛ بارداليز غاليوفي، دانييلا س.؛ لوغسدون، سارة إ.؛ كيمان، روسيو؛ أليرز، كاتلين (2020-08-01). "متابعة سبيتزر للأقزام البنية شديدة البرودة المكتشفة بواسطة مشروع Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project" . مجلة الفيزياء الفلكية . 899 (2): 123. arXiv : 2008.06396 . Bibcode : 2020ApJ...899..123M . دوى : 10.3847/1538-4357/aba633 . ISSN 0004-637X . S2CID 221135837 .  
  127. ↑ فرينش، جيني ر.؛ كاسويل، سارة ل.؛ دوبوي، ترينت ج.؛ ديبيس، جون هـ.؛ مانجافاكاس، إيلينا؛ مارتن، إميلي س.؛ شو، سيي (2023-03-01). "اكتشاف نظام ثنائي مُفصَّل من قزم أبيض وقزم بني بمسافة إسقاطية صغيرة: SDSS J222551.65+001637.7AB" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 519 (4): 5008-5016 . arXiv : 2301.02101 . Bibcode : 2023MNRAS.519.5008F . doi : 10.1093/mnras/stac3807 . ISSN 0035-8711 . 
  128. ↑ ليجيت، إس كيه؛ تريمبلين، بي؛ إسبلين، تي إل؛ لومان، كيه إل؛ مورلي، كارولين في. (2017-06-01). "الأقزام البنية من النوع Y: تقديرات الكتلة والعمر من القياسات الفلكية الجديدة، والقياس الضوئي المتجانس، والتحليل الطيفي للأشعة تحت الحمراء القريبة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 842 (2): 118. arXiv : 1704.03573 . Bibcode : 2017ApJ...842..118L . doi : 10.3847/1538-4357/aa6fb5 . ISSN 0004-637X . S2CID 119249195 .  
  129. ↑ ماكستيد، بيير؛ نابيووتزكي، رالف؛ دوبي، بول؛ بيرلي، مات. "قزم بنيّ ينجو من الابتلاع" (بيان صحفي). المرصد الأوروبي الجنوبي . تاريخ الاسترجاع: 11 ديسمبر 2019 .
  130. ↑ كاسويل، سارة ل.؛ براكر، إيان ب.؛ بارسونز، ستيفن ج.؛ هيرميس، جيمس ج.؛ بورلي، ماثيو ر.؛ بيلاردي، كلوديا؛ تشاوشيف، ألكسندر؛ فينش، نيكول ل.؛ روي، ميرفين؛ ليتلفير، ستيوارت ب.؛ غواد، مايك؛ دينيهي، إريك (31 يناير 2018). "أول نظام قزم أبيض-عقرب أسود غير متفاعل مدته أقل من 70 دقيقة: EPIC212235321" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 476 (1): 1405-1411 . arXiv : 1801.07773 . Bibcode : 2018MNRAS.476.1405C . doi : 10.1093/mnras/sty245 . ISSN 0035-8711 . S2CID 55776991 .  
  131. ↑ لونغستاف، إيما س.؛ كاسويل، سارة ل.؛ وين، غراهام أ.؛ ماكستيد، بيير ف. ل.؛ هيلينغ، كريستيان (21 أكتوبر 2017). "خطوط الانبعاث في الغلاف الجوي للقزم البني المشع WD0137−349B" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 471 (2): 1728-1736 . arXiv : 1707.05793 . Bibcode : 2017MNRAS.471.1728L . doi : 10.1093/mnras/stx1786 . ISSN 0035-8711 . S2CID 29792989 .  
  132. ↑ جريثر، دانيال؛ لينويفر، تشارلز هـ. (أبريل 2006). "ما مدى جفاف صحراء الأقزام البنية؟ تحديد العدد النسبي للكواكب والأقزام البنية والنجوم المرافقة حول النجوم القريبة الشبيهة بالشمس" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 640 (2): 1051-1062 . arXiv : astro-ph/0412356 . Bibcode : 2006ApJ...640.1051G . doi : 10.1086/500161 . ISSN 0004-637X . 
  133. ↑ رابابورت، شاول أ.؛ فاندربورغ، أندرو؛ نيلسون، لورن؛ غاري، بروس ل.؛ كاي، توماس ج.؛ كالوميني، بيليندا؛ هاول، ستيف ب.؛ ثورستنسن، جون ر.؛ لاشابيل، فرانسوا رينيه؛ لوندي، ماثيو؛ سانت أنطوان، جوناثان (11 أكتوبر 2017). "WD 1202-024: أقصر متغير ما قبل الكارثة من حيث الدورة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 471 (1): 948-961 . arXiv : 1705.05863 . Bibcode : 2017MNRAS.471..948R . doi : 10.1093/mnras/stx1611 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119349942 .  
  134. 1 2 نيوسترويف، فيتالي ف.؛ مانتينين، إيكا (2023-08-01). "نجم قزم بني مانح وقرص تراكم رقيق بصريًا مع منطقة تأثير تيار معقدة في مرشح النجم BW Sculptoris ذي خاصية ارتداد الدورة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 523 (4): 6114-6137 . arXiv : 2212.03264 . Bibcode : 2023MNRAS.523.6114N . doi : 10.1093/mnras/ stad1730 . ISSN 0035-8711 . 
  135. ^ كاتو ، تايتشي (2015/12/01). "المستعرات القزمة من نوع WZ Sge" . منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 67 (6) 108. أرخايف : 1507.07659 . بيب كود : 2015PASJ...67..108K . دوى : 10.1093/pasj/psv077 . ISSN 0004-6264 . 
  136. ↑ ليرا، نيكولاس؛ بلو، تشارلز إي؛ تيرنر، كالوم؛ هيراماتسو، ماساكي. "متى لا يكون المستعر الأعظم مستعرًا أعظم؟ عندما يصطدم قزم أبيض بقزم بني" . مرصد ألما . مؤرشف من الأصل بتاريخ 22 أكتوبر 2019. تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 نوفمبر 2019 .
  137. ↑ إيرز، ستيوارت بي إس؛ إيفانز، أنورين؛ زيلسترا، ألبرت؛ أفيسون، آدم؛ غيرز، روبرت دي؛ هاجدوك، مارسين؛ ستارفيلد، سومنر ؛ محمد، شازرين؛ وودوارد، تشارلز إي؛ فاغنر، آر. مارك (21-12-2018). "يكشف مرصد ألما عن آثار اندماج قزم أبيض وقزم بني في نجم CK Vulpeculae" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 481 (4): 4931-4939 . arXiv : 1809.05849 . Bibcode : 2018MNRAS.481.4931E . doi : 10.1093/mnras/sty2554 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119462149 .  
  138. ↑ بالاو، آينا؛ هويلامو، نوريا؛ بارادو، ديفيد؛ دونهام، مايكل م.؛ لي، تشانغ وون (2024-10-01)، "ملاحظات على الأقزام البنية الأولية والبدائية في السحب القريبة: تمهيد الطريق لمزيد من تقييد نظريات تكوين الأقزام البنية" ، مراجعات علم الفلك الجديد ، 99 101711، arXiv : 2410.07769 ، Bibcode : 2024NewAR..9901711P ، doi : 10.1016/j.newar.2024.101711 ، تم الاسترجاع في 2024-10-25
  139. ↑ رياض، بسمة؛ ماتشيدا، ماساهيرو ن.؛ ستاماتيلوس، ديميتريس (يوليو 2019). "يكشف مرصد ألما عن قرص زائف في قزم بني أولي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 486 (3): 4114-4129 . arXiv : 1904.06418 . Bibcode : 2019MNRAS.486.4114R . doi : 10.1093/mnras / stz1032 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119286540 .  
  140. ↑ رياض، بسمة؛ نجيتا، جوان. "قزم بني يُطلق نفاثة على نطاق فرسخ فلكي، يتجاوز حجمه حجمه" . المرصد الوطني لعلم الفلك البصري . مؤرشف من الأصل بتاريخ 18 فبراير 2020. تم الاطلاع عليه بتاريخ 18 فبراير 2020 .
  141. رياض ، بسمة؛ بريسينو، سيزار؛ ويلان، إيما ت.؛ هيثكوت، ستيفن (يوليو 2017). "أول نفاثة هيربيغ-هارو واسعة النطاق مدفوعة بقزم بني أولي" . مجلة الفيزياء الفلكية . 844 ( 1): 47. arXiv : 1705.01170 . Bibcode : 2017ApJ...844...47R . doi : 10.3847/1538-4357/aa70e8 . ISSN 0004-637X . S2CID 119080074 .  
  142. 1 2 أباي، دانيال؛ الأماكن القريبة : بومان، جيروين. ناتا، أنطونيلا؛ هينينج، توماس. دولموند، كورنيليس ب. (2005). “بداية تكوين الكوكب في أقراص القزم البني”. علوم . 310 (5749): 834–6 . أرخايف : astro-ph/0511420 . بيب كود : 2005Sci...310..834A . دوى : 10.1126/science.1118042 . بميد 16239438 . S2CID 5181947 .  
  143. 1 2 بوروز، آدم؛ هوبارد، ويليام ب.؛ لونين، جوناثان آي.؛ ليبرت، جيمس (2011). "التطور المدّي للكواكب حول الأقزام البنية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 535 : A94. arXiv : 1109.2906 . Bibcode : 2011A & A...535A..94B . doi : 10.1051/0004-6361/201117734 . S2CID 118532416 . 
  144. ↑ جويت، ديفيد سي. ، نظرة عامة على علوم بان-ستارز، مؤرشف في 16 أكتوبر 2015 على موقع Wayback Machine
  145. ↑ شوت، ماريا (12 أغسطس 2020). "ورقتنا البحثية الجديدة: اكتشاف قرص قزم بني شاب قريب!" . DiskDetective.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 سبتمبر 2023 .
  146. ↑ شوت، ماريا سي؛ لوسون، كيلين دي؛ ويسنيوسكي، جون بي؛ كوشنر، مارك جيه؛ سيلفربيرغ، ستيفن إم؛ فاهيرتي، جاكلين كيه؛ غاليوفي، دانييلا سي بارداليز؛ كيمان، روسيو؛ غاني، جوناثان؛ مايسنر، آرون؛ شنايدر، آدم سي؛ بانز، أليسا إس؛ ديبيس، جون إتش؛ كوفاسيفيتش، ناتالي؛ بوش، ميلتون كيه دي؛ لوكا، هوغو إيه دورانتيني؛ هولدن، جوناثان؛ هيوغو، ميتشيهارو (2020-08-04). "اكتشاف قرص قزم بني شاب قريب" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 160 (4): 156. arXiv : 2007.15735v2 . Bibcode : 2020AJ....160..156S . doi : 10.3847/1538-3881/abaccd . ISSN: 1538-3881 . S2CID : 220920317 .  
  147. 1 2 ريلينجر، أنيليس م.؛ إسبايلات، كاثرين س. (2021-11-01). "كتل الأقراص وتطور الغبار في الأقراص الكوكبية الأولية حول الأقزام البنية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 921 (2): 182. arXiv : 2106.05247 . Bibcode : 2021ApJ...921..182R . doi : 10.3847/1538-4357/ac09e5 . ISSN 0004-637X . S2CID 235377000 .  
  148. ↑ لومان، ك. ل .؛ ألفيس دي أوليفيرا، س.؛ باراف، إ .؛ شابرييه، ج.؛ مانجافاكاس، إ.؛ باركر، ر. ج.؛ تريمبلين، ب. (13 أكتوبر 2024). "رصد الأقزام البنية في عنقود سديم الجبار بواسطة تلسكوب جيمس ويب الفضائي/مرصد الأشعة تحت الحمراء القريبة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 975 (2): 162. arXiv : 2410.10000 . Bibcode : 2024ApJ...975..162L . doi : 10.3847/1538-4357/ad7b19 .
  149. ↑ ريتشي، ل.؛ تيستي، ل.؛ ناتا، أ.؛ شولز، أ.؛ دي غريغوريو-مونسالفو، إ.؛ إيسيلا، أ. (2014-08-01). "أقراص الأقزام البنية باستخدام مرصد ألما" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 791 (1): 20. arXiv : 1406.0635 . Bibcode : 2014ApJ...791...20R . doi : 10.1088/0004-637X/791/1/20 . hdl : 10023/8607 . ISSN 0004-637X . S2CID 13180928 .  
  150. ↑ بوشيه، آن؛ لافرينيير، ديفيد؛ غانييه، جوناثان؛ مالو، ليسون؛ فاهيرتي، جاكلين ك.؛ دويون، رينيه؛ تشين، كريستين هـ. (2016-11-01). "بانيان. الثامن. نجوم جديدة منخفضة الكتلة وأقزام بنية ذات أقراص نجمية مرشحة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 832 (1): 50. arXiv : 1608.08259 . Bibcode : 2016ApJ...832...50B . doi : 10.3847/0004-637X/832/1/50 . ISSN 0004-637X . S2CID 119017727 .  
  151. ↑ سيلفربيرغ، ستيفن م.؛ ويسنيوسكي، جون ب.؛ كوتشنر، مارك ج.؛ لوسون، كيلين د.؛ بانز، أليسا س.؛ ديبيس، جون هـ.؛ بيغز، جوزيف ر.؛ بوش، ميلتون ك.د.؛ دول، كاتارينا؛ لوكا، هوغو أ. دورانتيني؛ إيناتشيواي، ألكساندرو؛ هاميلتون، جوشوا؛ هولدن، جوناثان؛ هيوغو، ميتشيهارو (2020-02-01). "أقراص بيتر بان: أقراص تراكم طويلة الأمد حول النجوم الشابة من النوع M" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 890 (2): 106. arXiv : 2001.05030 . Bibcode : 2020ApJ...890..106S . doi : 10.3847/1538-4357/ab68e6 . ISSN 0004-637X . S2CID 210718358 .  
  152. ^ لوهمان، كيفن إل. آدمي، لوسيا؛ داليسيو، باولا؛ كالفيت, نوريا ; هارتمان، لي. ميجيث، ST؛ فازيو، جي جي (2005). “اكتشاف قزم بني ذو كتلة كوكبية مع قرص محيط بالنجم”. مجلة الفيزياء الفلكية . 635 (1): ل93- ل96. أرخايف : astro-ph/0511807 . بيب كود : 2005ApJ...635L..93L . دوى : 10.1086/498868 . S2CID 11685964 . 
  153. ↑ ريتشي، لوكا؛ تيستي، ليوناردو؛ بيرس-برايس، دوغلاس؛ ستوك، جون. "حتى الأقزام البنية قد تنمو عليها كواكب صخرية" (بيان صحفي). المرصد الأوروبي الجنوبي. مؤرشف من الأصل في 3 ديسمبر 2012. تم الاطلاع عليه في 3 ديسمبر 2012 .
  154. ↑ ليكافيليه دي إيتانغ، أ.؛ ليسور، جاك ج. (2022-06-01). "التعريف العملي للاتحاد الفلكي الدولي للكوكب خارج المجموعة الشمسية" . مراجعات علم الفلك الجديد . 94 101641. arXiv : 2203.09520 . Bibcode : 2022NewAR..9401641L . doi : 10.1016/j.newar.2022.101641 . ISSN 1387-6473 . S2CID 247065421 .  
  155. ↑ يورغنز، فيكي؛ مولر، أندريه (2007). "نجم مرافق ذو سرعة شعاعية تتراوح بين 16 و20 كتلة مشتري يدور حول النجم المرشح للقزم البني Cha Hα 8". المجلة الفيزيائية الفلكية . 666 (2): L113– L116. arXiv : 0707.3744 . Bibcode : 2007ApJ...666L.113J . doi : 10.1086/521825 . S2CID 119140521 . 
  156. ↑ يورغنز، فيكي؛ مولر، أندريه؛ ريفيرت، سابين (2010). "تحسين مدار السرعة الشعاعية للمرشح الثنائي الشاب للقزم البني Cha Hα 8". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 521 (A24): A24. arXiv : 1006.2383 . Bibcode : 2010A & A...521A..24J . doi : 10.1051/0004-6361/201014853 . S2CID 54989533 . 
  157. ^ بينيت ، ديفيد ب. بوند، إيان أ. أودالسكي، أندريه؛ سومي، تاكاهيرو؛ آبي فوميو. فوكوي، أكيهيكو؛ فوروساوا، كي؛ هيرنشو، جون ب. هولدرنيس، سارة؛ إيتو، يوشيتاكا؛ كاميا، كوكي؛ كوربيلا، آرنو ف؛ كيلمارتين، باميلا م.؛ لين، وي؛ لينغ، تشو هونغ؛ ماسودا، كيمياكي؛ ماتسوبارا، يوتاكا؛ مياكي، نوريوكي؛ موراكي، ياسوشي؛ ناجايا، مايكو؛ أوكومورا، تيبي؛ أونيشي، كوجي؛ بيروت، إيفيت C .؛ راتينبري، نيكولاس J.؛ ساكو، تاكاشي؛ سايتو، توشيهارو؛ ساتو، س.؛ سكولجان، جيلجانا؛ سوليفان، دينيس J .؛ سويتمان، ونستون إل. تريسترام، بول J .؛ يوك ، فيليب سم ؛ كوبياك، مارسين؛ زيمانسكي، ميشال ك.؛ بيترزينسكي، جرزيجورز؛ سوسزينسكي، إيغور؛ سزيفكزيك، O .؛ ويرزيكوفسكي، لوكاسز؛ أولاكزيك، كرزيستوف؛ باتيستا، فيرجيني؛ بوليو، جان فيليب؛ بريلانت، ستيفان؛ كاسان، أرنو؛ فوكيه، باسكال؛ كيرفيلا، بيير؛ كوباس، دانيال؛ ماركيت ، جان بابتيست (30 مايو 2008). “كوكب منخفض الكتلة مع مضيف محتمل للكتلة شبه النجمية في حدث Microlensing MOA-2007-BLG-192”. مجلة الفيزياء الفلكية . 684 (1): 663– 683. arXiv : 0806.0025 . Bibcode : 2008ApJ...684..663B . doi : 10.1086/589940 . S2CID 14467194 . 
  158. ↑ بوروز، آدم؛ هوبارد، ويليام ب.؛ لونين، جوناثان آي.؛ ليبرت، جيمس (2013). "المحتوى الذري والجزيئي للأقراص المحيطة بالنجوم والأقزام البنية ذات الكتلة المنخفضة جدًا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 779 (2): 178. arXiv : 1311.1228 . Bibcode : 2013ApJ...779..178P . doi : 10.1088/0004-637X/779/2/178 . S2CID 119001471 . 
  159. ↑ هي، ماتياس ي.؛ تريود، أموري إتش إم جيه؛ جيلون، مايكل (يناير 2017). "الحدود الأولى لمعدل حدوث الكواكب قصيرة الدورة التي تدور حول الأقزام البنية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 464 (3): 2687-2697 . arXiv : 1609.05053 . Bibcode : 2017MNRAS.464.2687H . doi : 10.1093/mnras / stw2391 . S2CID 53692008 . 
  160. ↑ ليمباخ، ماري آن؛ فوس، جوانا م.؛ وين، جوشوا ن.؛ هيلر، رينيه؛ ماسون، جيفري س.؛ شنايدر، آدم س.؛ داي، فاي (2021-09-01). "حول رصد الأقمار الخارجية العابرة لأجسام كوكبية معزولة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 918 (2): L25. arXiv : 2108.08323 . Bibcode : 2021ApJ...918L..25L . doi : 10.3847/2041-8213/ac1e2d . ISSN 0004-637X . 
  161. ↑ فوس، جوانا م.؛ أليرز، كاتلين ن.؛ بيلر، بيث أ. (2017-06-01). "تؤثر هندسة رصد الأقزام البنية على ألوانها المرصودة وسعات تغيرها" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 842 (2): 78. arXiv : 1705.06045 . Bibcode : 2017ApJ...842...78V . doi : 10.3847/1538-4357/aa73cf . ISSN 0004-637X . 
  162. ↑ بايكروفت، توماس أ.؛ سايرام، لاليثا؛ تريود، أموري إتش إم جيه؛ كوريا، ألكسندر سي إم (16 أبريل 2025). " دليل على وجود كوكب خارجي قطبي يدور حول نجمين قزمين بنيين كسوفيين" . مجلة ساينس أدفانسز . 11 (16) eadu0627. arXiv : 2504.12209 . Bibcode : 2025SciA...11..627B . doi : 10.1126/sciadv.adu0627 . PMC 12002110. PMID 40238865 .  
  163. ↑ "مفاجأة كبيرة: علماء الفلك يكتشفون كوكبًا في مدار عمودي حول نجمين . www.eso.org . تاريخ الوصول: ١٦ أبريل ٢٠٢٥ .
  164. ↑ بارنز، روري؛ هيلر، رينيه (2011). "الكواكب الصالحة للسكن حول الأقزام البيضاء والبنية: مخاطر تبريد النجم الأساسي" . علم الأحياء الفلكي . 13 (3): 279-291 . arXiv : 1211.6467 . Bibcode : 2013AsBio..13..279B . doi : 10.1089/ast.2012.0867 . PMC 3612282. PMID 23537137 .  
  165. ↑ موريسون، ديفيد (2 أغسطس 2011). "لم يعد العلماء اليوم يعتقدون بإمكانية وجود جسم مثل نيميسيس" . ناسا اسأل عالم الأحياء الفلكية . تم الاسترجاع في 22 أكتوبر 2011 .{{cite web}}: CS1 maint: deprecated archiveal service ( link )
  166. ↑ بوروز، آدم؛ هوبارد، ويليام ب.؛ لونين، جوناثان آي.؛ ليبرت، جيمس (2004). "مكون ثالث محتمل في النظام الثنائي للأقزام L، DENIS-P J020529.0-115925، تم اكتشافه بواسطة تلسكوب هابل الفضائي". المجلة الفلكية . 129 (1): 511-517 . arXiv : astro-ph/0410226 . Bibcode : 2005AJ....129..511B . doi : 10.1086/426559 . S2CID 119336794 . 
  167. 1 2 باسري، جيبور؛ مارتن، إدواردو ل. (1999). "[astro-ph/9908015] PPl 15: أول نظام ثنائي طيفي من الأقزام البنية". المجلة الفلكية . 118 (5): 2460-2465 . arXiv : astro-ph/9908015 . Bibcode : 1999AJ....118.2460B . doi : 10.1086/301079 . S2CID 17662168 . 
  168. ↑ كوميرون، ف.؛ نويهاوزر، ر.؛ كاس، أ.أ. (2000-07-01). "استكشاف مجموعة الأقزام البنية في منطقة تكوين النجوم كاميليون 1" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 359 : 269-288 . رمز Bibcode : 2000A & A...359..269C . ISSN 0004-6361 . 
  169. ↑ شولز، رالف-ديتر؛ مكاوغريان، مارك (13 يناير 2003). "eso0303 - اكتشاف أقرب قزم بني معروف" (بيان صحفي). المرصد الأوروبي الجنوبي. مؤرشف من الأصل في 13 أكتوبر 2008. تم الاطلاع عليه في 16 مارس 2013 .
  170. ↑ بورغاسر، آدم ج.؛ كيركباتريك، ج. ديفي؛ بوروز، آدم؛ ليبرت، جيمس؛ ريد، آي. نيل؛ جيزيس، جون إي.؛ ماكغفرن، مارك ر.؛ براتو، ليزا؛ ماكلين، إيان س. (2003). "أول قزم فرعي دون نجمي؟ اكتشاف قزم L فقير بالمعادن ذي حركة هالة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 592 (2): 1186-1192 . arXiv : astro-ph/0304174 . Bibcode : 2003ApJ...592.1186B . doi : 10.1086/375813 . S2CID 11895472 . 
  171. ↑ ويلان، إيما ت.؛ راي، توماس ب.؛ باتشوتي، فرانشيسكا؛ ناتا، أنطونيلا؛ تيستي، ليوناردو؛ رانديتش، صوفيا (يونيو 2005). "تدفق مُحدد للمادة من قزم بني". مجلة نيتشر . 435 (7042): 652-654 . arXiv : astro-ph/0506485 . Bibcode : 2005Natur.435..652W . doi : 10.1038/ nature03598 . ISSN 0028-0836 . PMID 15931217. S2CID 4415442 .   
  172. ↑ ماكستيد، بيير إف إل؛ نابيووتزكي، رالف؛ دوبي، بول دي؛ بورلي، ماثيو آر (2006). "بقاء قزم بني بعد ابتلاعه من قبل نجم عملاق أحمر" . مجلة نيتشر (مخطوطة مقدمة). 442 (7102): 543-545 . arXiv : astro-ph/0608054 . Bibcode : 2006Natur.442..543M . doi : 10.1038/nature04987 . hdl : 2299/1227 . PMID : 16885979. S2CID: 4368344. مؤرشف من الأصل في 27 أبريل 2021.  
  173. ↑ وولشتشان، ألكسندر؛ روت، ماثيو (2014). "تحليل توقيت التغيرات الدورية في سطوع الراديو والضوء المرئي للقزم فائق البرودة، TVLM 513-46546". المجلة الفيزيائية الفلكية . 788 (1): 23. arXiv : 1404.4682 . Bibcode : 2014ApJ...788...23W . doi : 10.1088/0004-637X/788/1/23 . S2CID 119114679 . 
  174. 1 2 فاليناري، أ.؛ وآخرون (مجموعة غايا) (2023). " إصدار بيانات غايا 3. ملخص المحتوى وخصائص المسح" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode : 2023A & A...674A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 .  سجل Gaia DR3 لهذا المصدر في VizieR .
  175. 1 2 رومان، نانسي ج. (1987). "تحديد كوكبة من موقعها" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 99 (617): 695. Bibcode : 1987PASP...99..695R . doi : 10.1086/132034 .سجل الكوكبة لهذا الجسم في VizieR .
  176. 1 2 ريداي، جيا آدامز؛ تشاندرا، فيدانت؛ يي، صموئيل و.؛ ديتوماسو، فيكتوريا؛ أندروز، شون؛ أوبيرغ، كارين؛ وودي، ريبيكا؛ لاثام، ديفيد و.؛ بيرلا، أليسون (2025-12-05). "قزم بني قديم يعبر أمام نجم قرص سميك فقير بالمعادن". arXiv : 2512.06069 [ astro-ph.EP ].
  177. ↑ ليفين، جوانا ل.؛ شتاينهاور، آرون؛ إلستون، ريتشارد ج.؛ لادا، إليزابيث أ. (2006-08-01). "النجوم منخفضة الكتلة والأقزام البنية في NGC 2024: قيود على دالة الكتلة دون النجمية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 646 (2 ) : 1215-1229 . arXiv : astro-ph/0604315 . Bibcode : 2006ApJ...646.1215L . doi : 10.1086/504964 . ISSN 0004-637X . S2CID 118955538. الجدول 3: FLMN_J0541328-0151271  
  178. ↑ تشانغ، زينغ هوا؛ هوميير، ديريك؛ بينفيلد، ديفيد جيه؛ لوديو، نيكولاس؛ جونز، هيو آر إيه؛ بافلينكو، ياكيف في. (11 يونيو 2017). "النجوم البدائية منخفضة الكتلة جدًا والأقزام البنية - الجزء الثاني: أفقر جسم دون نجمي بالمعادن" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 468 (1): 261. arXiv : 1702.02001 . Bibcode : 2017MNRAS.468..261Z . doi : 10.1093/mnras/stx350 . S2CID 54847595 . 
  179. ↑ لومان، كيفن (2009). "اكتشاف قزم بني ثنائي واسع النطاق وُلد في عزلة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 691 (2): 1265. arXiv : 0902.0425 . Bibcode : 2009ApJ...691.1265L . doi : 10.1088/0004-637X/691/2/1265 .
  180. ↑ "ابحث عن الكوكبة التي تحتوي على إحداثيات السماء المعطاة" . djm.cc. تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 يناير 2025 .
  181. 1 2 بيردج، كيفن ب.؛ مارش، توماس ر.؛ فولر، جيم؛ بيلم، إريك س.؛ كايازو، إيلاريا؛ تشاكرابارتي، ديبتو؛ كوفلين، مايكل و.؛ دي، كيشالاي؛ ديلون، ف.س.؛ غراهام، ماثيو ج.؛ رودريغيز-جيل، بابلو؛ جاوداند، أمروتا د.؛ كابلان، ديفيد ل.؛ كارا، إيرين؛ كونغ، ألبرت ك.هـ. (مايو 2022). "نظام ثنائي من نوع الأرملة السوداء بفترة مدارية 62 دقيقة في نظام ثلاثي هرمي واسع" . مجلة نيتشر . 605 (7908): 41-45 . arXiv : 2205.02278 . Bibcode : 2022Natur.605...41B . doi : 10.1038/s41586-022-04551-1 . ISSN 1476-4687 . PMID 35508781 .  
  182. ^ تانوك ، ميغان إي. ميتشيف، ستانيمير؛ هاينز، آرين؛ مايلز بايز، باولو أ. جاني، جوناثان. بورغاسر، آدم ج.؛ مارلي، مارك س. آباي، دانيال؛ سواريز، جينارو؛ بلافشان ، بيتر (مارس 2021). "الطقس في عوالم أخرى. V. الأقزام الثلاثة فائقة البرودة والأكثر سرعة في الدوران " . المجلة الفلكية . 161 (5): 224. أرخايف : 2103.01990 . بيب كود : 2021AJ....161..224T . دوى : 10.3847/1538-3881/abeb67 . S2CID 232105126 . 
  183. ↑ فوس، جوانا م.؛ فاهيرتي، جاكلين ك.؛ غاني، جوناثان؛ مارلي، مارك؛ ميتشيف، ستانيمير؛ جيزيس، جون؛ وآخرون . (يناير 2022). "دع العالم العظيم يدور: الكشف عن الطبيعة العاصفة والمضطربة لنظائر الكواكب الخارجية العملاقة الشابة باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 924 (2): 24. arXiv : 2201.04711 . Bibcode : 2022ApJ...924...68V . doi : 10.3847/1538-4357/ac4502 . S2CID 245904001. 68.  
  184. ↑ زايدلر، بيتر؛ سابي، إيلينا؛ نوتا، أنطونيلا؛ مانجافاكاس، إيلينا؛ جونز، أوليفيا سي؛ باسيفيتشي، كاميلا (2024). "اكتشاف مرشحين لأقزام بنية ذات معدنية أقل من الشمسية في سحابة ماجلان الصغرى" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 975 (1): 18. Bibcode : 2024ApJ...975...18Z . doi : 10.3847/1538-4357/ad779e .
  185. ↑ سانغي، أنيكيت؛ ليو، مايكل سي؛ بيست، ويليام إم جيه؛ دوبوي، ترينت جيه؛ سيفرد، روبرت جيه؛ تشانغ، تشوجيان؛ هيرت، سبنسر إيه؛ ماغنييه، يوجين إيه؛ آلر، كيمبرلي إم؛ ديكون، نيال آر. (2023). "جدول الخصائص الأساسية للتبريد الفائق" . زينودو . doi : 10.5281/zenodo.10086810 .
  186. ↑ روز، كوفي؛ بريتشارد، جوشوا؛ مورفي، تارا؛ كاليب، مانيشا ؛ دوبي، دوغال؛ دريسن، لورا؛ دوشين، ستيفان؛ كابلان، ديفيد؛ لينس، إميل؛ وانغ، زيتنغ (2023). "انبعاثات راديوية دورية من القزم T8 WISE J062309.94−045624.6" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 951 (2): L43. arXiv : 2306.15219 . Bibcode : 2023ApJ...951L..43R . doi : 10.3847/2041-8213/ace188 . S2CID 259262475 . 
  187. ↑ أستروبايتس (24 يونيو 2020). "الأقزام البنية العابرة من تلسكوب TESS 2" . AAS Nova . تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 مارس 2013 .

للمزيد من القراءة