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DeutschObjeto subestelar – Wikipédia, a enciclopédia livre
Um objeto subestelar, é um objeto astronômico cuja massa é menor que a menor massa, aproximadamente 0.08 massas solares, necessária para que uma estrela possa manter a fusão do hirogênio. Essa definição inclui as anãs marrons, objetos que já foram estrelas, como a EF Eridani B, e também pode incluir objetos de massa planetária, independente de seus mecanismos de formação ou se eles se encontram ou não associados a uma estrela primária.[1][2][3][4]
Pressupondo que um objeto subestelar possui uma composição similar à do Sol e pelo menos a massa de Júpiter (aproximadamente 10−3 massas solares), seu raio seria comparável ao de Júpiter (aproximadamente 0.1 raios solares). Isso acontece porque o centro de tal objeto substelar pouco abaixo do limite necessário para iniciar a combustão do hidrogênio se encontraria bastante degenerado, com uma densidade de ≈103 g/cm3, mas essa degeneração abranda na medida em que a massa diminui até o ponto em que, com uma massa semelhante à de Júpiter, um objeto substelar teria uma densidade no centro menor que 10 g/cm3. A diminuição da densidade equilibra a diminuição da massa, mantendo o valor do raio constante.[5]
Um objeto subestelar com uma massa pouco abaixo do ponto de fusão do hidrogênio poderia dar início à fusão do hidrogênio temporariamente em seu núcleo, apesar dessa fusão fornecer alguma energia, ela não seria o bastante para conter a contração gravitacional em andamento; da mesma forma, apesar de um objeto cuja massa corresponde a aproximadamente 0.013 massas solares ser capaz de manter a fusão do deutério por algum tempo, essa fonte de energia se esgotaria num espaço de tempo de aproximadamente 106 a 108 anos. Excluindo-se essas fontes, a radiação de um objeto subestelar isolado viria apenas da liberação de sua energia gravitacional potencial, provocando o resfriamento e a contração do objeto. Um objeto subestelar orbitando uma estrela se contrairia mais lentamente, por ser aquecido pela estrela, evoluindo em direção ao estado de equilíbrio, no qual o corpo emite a mesma quantidade de energia que recebe da estrela.[6]
Ver também[editar | editar código-fonte]
Referências
- ↑ §3, What Is a Planet?, Steven Soter, Astronomical Journal, 132, #6 (dezembro de 2006), pp. 2513–2519.
- ↑ pp. 337–338, Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects, Gilles Chabrier e Isabelle Baraffe, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 (2000), pp. 337–377.
- ↑ Alula Australis Arquivado em 24 de agosto de 2006, no Wayback Machine., Jim Kaler, in Stars, a collection of web pages. Acesso em 17 de setembro de 2007.
- ↑ A search for substellar members in the Praesepe and σ Orionis clusters, B. M. González-García, M. R. Zapatero Osorio, V. J. S. Béjar, G. Bihain, D. Barrado Y Navascués, J. A. Caballero, e M. Morales-Calderón, Astronomy and Astrophysics 460, #3 (dezembro de 2006), pp. 799–810.
- ↑ Chabrier e Baraffe, §2.1.1, 3.1.
- ↑ Chabrier e Baraffe, §4.1, Figuras 6–8.