Katai cokelat adalah jenis objek subbintang yang memiliki massa antara planet raksasa gas dan bintang, yaitu antara 13 sampai 75-80 kali massa Jupiter ( ), [ 1 ] [ 2 ] atau 2.5 × 10 28 kg hingga 1,5 × 10 29 kg. Di bawah jumlah ini ada objek bernama (kadang-kadang disebut planet pengembara ), dan di atasnya terdapat katai merah . Katai cokelat mungkin sepenuhnya konvektif , tetapi tidak memiliki struktur lapisan atau perbedaan kedalaman secara kimiawi. [ 3 ]
Tidak seperti bintang-bintang dalam deret utama , katai cokelat tidak cukup masif untuk bisa melakukan fusi nuklir hidrogen ( 1 H) menjadi helium di intinya. Namun, mereka dianggap bisa memadukan deuterium ( 2 H). Jika massanya >65 M J, mereka juga dapat memadukan litium ( 7 Li). [ 2 ] Masih diperdebatkan apakah katai cokelat lebih baik ditentukan oleh proses pembentukannya daripada reaksi fusi nuklirnya. [ 4 ]
Sebuah bintang dapat dikategorikan berdasarkan kelas spektrum , dengan katai cokelat ditetapkan sebagai tipe M, L, T, dan Y. [ 4 ] [ 5 ] Terlepas dari namanya, katai cokelat memiliki warna yang berbeda. [ 4 ] Banyak katai cokelat tampak seperti warna magenta bagi mata manusia, [ 4 ] [ 6 ] atau mungkin berwarna oranye/merah. Katai cokelat tidak terlalu terang pada panjang gelombang yang terlihat. [ 7 ]
Ada planet yang diketahui mengorbit katai cokelat, seperti 2M1207b , MOA-2007-BLG-192Lb , dan .
Pada jarak sekitar 6,5 tahun cahaya, katai cokelat terdekat yang diketahui adalah Luhman 16 , sistem biner katai cokelat yang ditemukan pada 2013. HR 2562 b terdaftar sebagai planet ekstrasurya terbesar yang diketahui (per Desember 2017) di arsip exoplanet NASA, meski memiliki massa (30 ± 15 M J ) lebih dari dua kali yang bermassa 13 massa Jupiter antara planet dan katai cokelat. [ 8 ]
Referensi
- ^ Boss, Alan P. (2006-01-18). "On the Formation of Gas Giant Planets on Wide Orbits". The Astrophysical Journal . 637 (2): L137 – L140 . doi : 10.1086/500613 . ISSN 0004-637X .
- ^ a b "Tabletop laser creates dense beams of ultrarelativistic positrons". Physics Today . 2013. ISSN 1945-0699 .
- ^ Rebolo, R. (1998-11-13). "Discovery of a Low-Mass Brown Dwarf Companion of the Young Nearby Star G 196-3 ". Science . 282 (5392): 1309– 1312. doi : 10.1126/science.282.5392.1309 .
- ^ a b c d Burgasser, A. J. (June 2008). "Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters" (PDF). Physics Today. 61 (6): 70–71. Bibcode:2008PhT....61f..70B. doi:10.1063/1.2947658. Archived from the original (PDF) on 8 May 2013. Retrieved 11 January 2016.
- ^ Cushing, Michael C. (2014), "Ultracool Objects: L, T, and Y Dwarfs", in Joergens, Viki (ed.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, 401, Springer, pp. 113–140, doi:10.1007/978-3-319-01162-2_7, ISBN 978-3-319-01162-2
- ^ Burrows, Adam; Hubbard, W. B.; Lunine, J. I.; Liebert, James (2001-09-24). "The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets". Reviews of Modern Physics . 73 (3): 719– 765. doi : 10.1103/revmodphys.73.719 . ISSN 0034-6861 .
- ^ Tarter, Jill (2013-11-04). 50 Years of Brown Dwarfs . Cham: Springer International Publishing. hlm. 19– 24. doi : 10.1007/978-3-319-01162-2_3 . ISBN 978-3-319-01161-5 .
- ^ "quarterly-update-on-conflict-and-diplomacy-16-february-15-may-2013;hr". Human Rights Documents online . doi : 10.1163/2210-7975_hrd-1257-3006 . ;
