發現離太陽系最近的獨立恆星

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法國天文學家Philippe Delorme等人利用位在智利的超大望遠鏡（Very Large Telescope，VLT）和位在夏威夷的加法夏望遠鏡（Canada-France-Hawaii Telescope，CFHT），發現一顆不屬於任何恆星的疑似行星，正獨自在星際空間中流浪。這個天體距離太陽系僅約100光年左右，如果確認它是行星的話，那麼它將是離太陽系最近的獨立行星（free-floating planet，或譯為孤兒行星或自由行星）。這顆行星距離這麼近，又少了恆星過亮的光芒在旁干擾，提供天文學家一個特別的機會，可以直接且詳細地研究這顆行星的大氣狀況，並將研究結果應用在未來以儀器拍攝其他恆星旁的系外行星影像上。　　獨立行星是行星級的天體，不似一般行星一樣，環繞某顆恆星公轉。以前也曾經發現過獨立行星，但之前的案例都無法確定這些獨立行星的年齡，因此無法確定這些天體究竟真的是行星，還是那有「失敗的恆星」之稱的棕矮星。
　　最新發現的這個天體編號為CFBDSIR J214947.2-040308.9，簡稱為CFBDSIR2149，這些研究學者從專門搜尋低溫棕矮星天體的CFHT棕矮星巡天計畫（Canada-France Brown Dwarfs Survey ，CFBDS）紅外觀測資料中先發現這個天體，之後才利用VLT做後續觀測分析，因此這個天體的編號為CFBDS計畫名稱+IR波段+天體赤經與赤緯座標的結果。
　　研究結果顯示CFBDSIR2149似乎位在銀河系內一個由年輕恆星組成的星流—劍魚座AB移動星群（AB Doradus Moving Group）中，劍魚座AB移動星群是離太陽系最近的移動星群，位在南天的劍魚座方向；移動星群內的恆星們一起朝一個特定方向漂流，一般認為星群內的恆星們應該是幾乎在同一時期內形成的，換言之，它們的年齡相差無幾。如果CFBDSIR2149真的與劍魚座AB移動星群有關，代表這個天體也很年輕，光從這一點，再結合更多這個天體的性質，包括溫度、質量及其大氣組成等，天文學家又可以說出一齣故事來。
　　由此可知，確認CFBDSIR2149和劍魚座AB移動星群的關係，確定CFBDSIR2149的年齡，是進行下一步研究的關鍵線索。在假設CFBDSIR2149與劍魚座AB移動星群的前提下，得出CFBDSIR2149的質量約為4~7倍木星質量，表面溫度約攝氏430度（與金星差不多），年齡則與劍魚座AB移動星群相仿，約5000萬～1億2000萬年左右。這是第一個在移動星群中找到的獨立行星級天體，這個與移動星群之間的關係，讓它成為天文學家眼中最有趣的疑似獨立行星。不過，也不能完全排除這個天體只是恰巧在劍魚座AB移動星群方向，與這個移動星群無關的可能性；不過研究學者們經由分析CFBDSIR2149的自行運動估算CFBDSIR2149與劍魚座AB移動星群有關的機率高達87%，有95%以上的機率是顆相當年輕的行星級天體，所以他們基本上已經認定它是移動星群的一份子了。
　　一般認為像CFBDSIR2149這樣的獨立行星的形成過程應該如同正常行星一樣，之後才因不明原因被踢出原本的行星系統；也可能是類似質量最小的恆星或棕矮星的形成過程，因而成為一個孤獨的天體，在太空中流浪。無論哪一種形成方式，都讓人心生疑惑。而現在，如果能確認CFBDSIR214確實是一個被原生行星系統拋棄的獨立行星，天文學家或許可以進一步重建並檢視這個行星從誕生到被拋棄的過程，或者也可藉之瞭解一般恆星的誕生過程到底可產生的恆星質量下限是多少。
　　天文學家們認為獨立天體可能為數不少，可能和正常恆星一樣多，甚至近期有研究顯示銀河系中獨立天體的數量是主序星的兩倍之多（請參見天文新知 2012-07-25 [ASWEB]一拍個不見陽光的流浪星球、2011-05-20 孤兒行星的數量恐比恆星還多）。如果CFBDSIR2149與劍魚座AB移動星群無關，沒辦法透過移動星群瞭解它的本質與特性，那麼它可能就會被歸類為是小型的棕矮星。不過，無論是獨立行星還是棕矮星，都是瞭解行星和恆星如何形成和有何行為舉止的重要線索。

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天空上真是有很多未經找到的星球

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得出CFBDSIR2149的質量約為4~7倍木星質量，表面溫度約攝氏430度（與金星差不多）. . . 如果CFBDSIR2149與劍魚座AB移動星群無關，沒辦法透過移動星群瞭解它的本質與特性，那麼它可能就會被歸類為是小型的棕矮星。不過，無論是獨立行星還是棕矮星，都是瞭解行星和恆星如何形成和有何行為舉止的重要線索。

天兔座恆星Gliese 229的伴星是一顆棕矮星（圖中小亮點），質量約為20-30倍木星質量，距離地球約19光年。

甚麼是棕矮星

  
棕矮星就是質量大於木星13倍以上的太陽系外行星，一般來說，都會繞着另一個恆星公轉，但是也有少數幾個例外，像是OTS 44。目前已發現608個棕矮星。

棕矮星
棕矮星是類恆星天體的一種，它們是所謂「失敗的恆星」（Failed Star），與一般恆星不同，棕矮星由於質量不足，不能像正常恆星那樣通過氫核聚變維持光度，無法成為主序星。但它們的內部及表面均呈對流狀態，不同的化學物質並不會在內部分層存在。研究表明，大於13倍木星質量的天體會發生氘核聚變，而大於65倍木星質量的天體會產生鋰聚變，因此如果只從質量上區分，棕矮星為處於13倍木星質量與80倍木星質量之間的天體。現時人們仍在研究棕矮星在過往是否曾經在某位置發生過核聚變，已知的是，質量大於13個木星的棕矮星可融合氘。棕矮星的許多性質與太陽系外巨行星（EGP）相似，因此也有人將它們統稱為亞恆星（SMO）。

歷史
1960年代天文學家們已經在理論上都預測了棕矮星的存在。棕矮星原先被稱為「黑矮星」，代表在宇宙間漂浮的類恆星天體或質量不足以發生核反應的天體。但「黑矮星」一詞現時是指一些停止發光，並已死亡的白矮星。



早期的恆星模型指出，一個天體欲成為真恆星，必須擁有80個以上的木星質量，以產生核反應。「棕矮星」的理論最初於1960年代早期提出，指其數量可能比真恆星多，由於未能發光，要尋找也頗為困難。它們會釋出紅外線，可憑地面的紅外線偵測器來偵測，但由提出至證實發現足足用了數十年。



近期的研究則指出，恆星能發光發熱除取決於質量外，也包括其內含的化合物。一些棕矮星的質量達到90個木星仍不能點燃內部的氫。還有當一團星雲塌縮時，除產生恆星外，也會產生不發光的棕矮星，其質量少於13個木星。

首個棕矮星於1995年得到證實，到2006年已經發現了三百多顆，並在1999年發現了第一個雙棕矮星系統，軌道周期約為6天。棕矮星被認為是銀河系中數目最多的天體之一，較接近地球的棕矮星是印第安座υ星，該恆星系統擁有兩顆棕矮星，距離太陽12光年。



棕矮星的形成
關於棕矮星形成的機制天文學家們眾說紛紜，比較常見的有拋射理論、前恆星核的光致侵蝕理論、不透明度制約的分裂理論、原恆星盤的不穩定性理論等。拋射理論認為，棕矮星是由於低質量的原恆星胚在還沒有達到產生氫核聚變所需的質量前，與其它天體發生了碰撞而被拋射出前恆星核所形成的，這一理論部分地得到了雙棕矮星系統的證實。前恆星核的光致侵蝕理論基於大質量恆星的輻射對前恆星核的光致侵蝕作用，能夠解釋處於電離氫區中的棕矮星的形成機制。棕矮星也可能由大質量的原恆星盤在其它恆星的引力作用下發生碎裂而產生。這些理論每個都只能解釋部分棕矮星的形成，研究棕矮星周圍的恆星盤可以有效地檢驗上述理論。


                                             光譜型態
註:直線的數值是絕對星等、赫羅圖的橫座標是光譜的型態，依照溫度的順序由左向右依序為O、B、A、F、G、K、M等類型。

作用的描述： 不同的光度分類的特徵如下：

0 ：超超巨星 (稍後才新增的);
Ⅰ 超巨星
Ⅰa ：非常明亮的超巨星;
Ⅰab
Ⅰb ：不很亮的超巨星;
Ⅱ ：亮巨星;
Ⅱa
Ⅱab
Ⅱb
Ⅲ：普通的巨星;
Ⅲa
Ⅲab
Ⅲb
Ⅳ ：次巨星，也稱為亞巨星;
Ⅳa
Ⅳab
Ⅳb
Ⅴ ：主序星，也稱為矮星;
Ⅴa
Ⅴab
Ⅴb
Ⅵ ：次矮星，也稱為亞矮星，但此類恆星的數量不多，故不常用到。
Ⅶ ：白矮星，(稍後才新增的，但不常用)
少數的情況下會分在兩類之間，例如Ⅰa-0，表示是非常明亮的超巨星，但已經非常接近超超巨星。

因為描述的都是恆星表現在外的光度，所以常被稱為MKK光度分類法。

我們的太陽在光譜分類上是G2V，這是結合了摩根-肯納(G2)與約克(V)兩種分類一起標示的。但實際上，太陽不是一顆黃色的星，而是個色溫5870K的黑體，這是白色而且沒有黃色蹤影的，有時也作為白色的標準定義。

黑矮星，白矮星，紅矮星，棕矮星有什麼區別呢

  
紅矮星是表面溫度比較低的一類恆星，因顏色發紅而得名。
棕矮星比紅矮星溫度還低，達不到核聚變的溫度，所以算不上是恆星。
白矮星是中小質量的恆星在“燃料”用完，死亡後遺留下的恆星核，因溫度較高，故稱做白矮星。
白矮星逐漸冷卻，成為看不見的黑矮星。


圖左的紅矮星，體積比右方的太陽小得多

註:紅矮星，也就是M型主序星（MV），根據赫羅圖，「紅矮星」在眾多處於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面屬於M型。它們在恆星中的數量較多，大多數紅矮星的直徑及質量均低於太陽的三分一，表面溫度也低於3,500 K。


哈柏太空望遠鏡拍攝的天狼星聯星系統，在左下方可以清楚的看見天狼伴星(天狼 B)。

註:白矮星被認為是低質量恆星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。中低質量的恆星在渡過生命期的主序星階段，結束以氫融合反應之後，將在核心進行氦融合，將氦燃燒成碳和氧的3氦過程，並膨脹成為一顆紅巨星。如果紅巨星沒有足夠的質量產生能夠讓碳燃燒的更高溫度，碳和氧就會在核心堆積起來。在散發出外面數層的氣體成為行星狀星雲之後，留下來的只有核心的部份，這個殘骸最終將成為白矮星。因此，白矮星通常都由碳和氧組成。但也有可能核心的溫度可以達到燃燒碳卻仍不足以燃燒氖的高溫，這時就能形成核心由氧、氖和鎂組成的白矮星。同樣的，有些由氦組成的白矮星是由聯星的質量損失造成的。
白矮星的內部不再有物質進行核融合反應，因此恆星不再有能量產生，也不再由核融合的熱來抵抗重力崩潰；它是由極端高密度的物質產生的電子簡併壓力來支撐。物理學上，對一顆沒有自轉的白矮星，電子簡併壓力能夠支撐的最大質量是1.4倍太陽質量，也就是錢德拉塞卡極限。許多碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量，通常經由伴星的質量傳遞，可能經由所知道的碳引爆過程爆炸成為一顆Ia超新星。
白矮星形成時的溫度非常高，目前發現最高溫的白矮星是行星狀星雲NGC 2240中心的HD62166，表面溫度約200000K，但是因為沒有能量的來源，因此將會逐漸釋放它的熱量並解逐漸變冷 (溫度降低)，這意味着它的輻射會從最初的高色溫隨着時間逐漸減小並且轉變成紅色。經過漫長的時間，白矮星的溫度將冷卻到光度不再能被看見，而成為冷的黑矮星。但是，現在的宇宙仍然太年輕 (大約137億歲)，即使是最年老的白矮星依然輻射出數千度K的溫度，還不可能有黑矮星的存在 。

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車路仔2

飄浮恆星, 好鬼異的星~