갈색왜성: 두 판 사이의 차이

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갈색 왜성이 존재할 수 있는 질량 범위에 대한 이론은 일찍이 등장했다. 쿠마르의 1963년 논문에 의하면 [[태양질량]]의 7퍼센트([[항성종족 I]]의 경우) 또는 태양질량 9퍼센트([[항성종족 II]]의 경우)가 중심핵에서 핵융합 작용을 일으켜 항성으로 빛나기 시작하는 하한선이며, 이 질량보다 작은 천체는 일반적인 [[항성 진화]] 단계를 걷지 않으며 [[밀집성]]으로 진화하게 된다고 주장했다. 이후 80년대 후반에 이르러 [[중수소]] 연소가 가능한 질량 하한선은 태양질량의 0.012배까지임이 밝혀졌으며, 갈색 왜성의 바깥쪽 차가운 대기층에서의 먼지 생성 충격에 대한 연구가 이루어졌다.
 
갈색 왜성은 [[가시광선]]을 거의 발산하지 않기 때문에 밤하늘에서 이들을 찾기는 힘들다. 이들은 주로 [[적외선]] 영역에서 에너지를 가장 많이 방출한다. 과거 갈색 왜성의 연구 시기 적외선 관측기를 이용하여 갈색 왜성을 찾는 것은 정확성이 매우 떨어졌다.!!
 
== 읽을거리 ==