Просмотр кода страницы Коричневый карлик

[[Файл:Brown_Dwarf_Gliese_229B.jpg|мини|Изображение коричневого карлика [[Глизе 229|Глизе 229 B]]]]
'''Коричневые карлики''' (или '''бурые карлики''') — [[Субзвёздный объект|субзвёздные объекты]], которые обладают промежуточными физическими характеристиками между [[планета]]ми и [[Звезда|звёздами]]. Их масса лежит в диапазоне приблизительно от 0,013 до 0,075 {{Mo}}. Коричневые карлики могут поддерживать [[термоядерные реакции]] в своих недрах, но мощность реакций в них никогда не сравнивается с их собственной светимостью, поэтому такие объекты не выходят на постоянную светимость, как звёзды, а сжимаются и тускнеют.

Коричневые карлики имеют очень низкие светимость и температуру: светимость составляет менее 0,04 {{Lo}}, а обычно — на порядки меньше. Температура не превышает 2800 [[Кельвин|K]], а у самых холодных коричневых карликов — около 300 K. Радиус коричневых карликов, вне зависимости от их массы, близок к радиусу [[Юпитер]]а. В центральных областях некоторое время происходят термоядерные реакции: [[ядерное горение дейтерия]] может идти даже в самых легких коричневых карликах, а более массивные способны поддерживать [[ядерное горение лития]] и даже [[Pp-цикл|ядерное горение водорода]]. Однако дейтерий и литий быстро исчерпываются, а горение водорода в коричневых карликах быстро прекращается, в отличие от звёзд.

Несмотря на эти отличия коричневых карликов от звёзд и планет, отличить эти объекты друг от друга на практике бывает затруднительно. Самые массивные и молодые коричневые карлики имеют светимость, сравнимую с самыми тусклыми звёздами, а старые и легкие схожи с [[Планеты-гиганты|планетами-гигантами]]. В первом случае для определения типа объекта можно измерить количество [[Литий|лития]], который звёзды расходуют быстрее коричневых карликов, а во втором — [[ускорение свободного падения]] у поверхности, которое у коричневых карликов значительно больше, чем у планет. Коричневые карлики могут принадлежать к одному из четырёх [[Спектральный класс|спектральных классов]] (приведены в порядке убывания температуры): M, L, T, Y. К первым двум классам также могут принадлежать легкие звёзды.

Коричневые карлики в основном формируются так же, как и звёзды: путём коллапса [[Молекулярное облако|молекулярных облаков]], хотя возможно, что легкие коричневые карлики формируются, как планеты, в массивных [[Околозвёздный диск|околозвёздных дисках]]. Во втором случае они должны иметь твёрдое ядро и должны быть способны поддерживать термоядерные реакции. Как и звёзды, после формирования коричневые карлики некоторое время поддерживают горение дейтерия, а после его исчерпания выделяют энергию за счёт сжатия. В отличие от звёзд, коричневые карлики не выходят на [[Главная последовательность|главную последовательность]], где они достигали бы равновесия за счёт термоядерных реакций, а прекращают сжатие из-за [[Вырожденный газ|вырождения вещества]] и [[Кулоновское отталкивание|кулоновского отталкивания]]. Предположительно, в конце своей эволюции, лишившись источников энергии, коричневые карлики продолжают тускнеть, превращаясь в [[Чёрные карлики|чёрных карликов]].

Существование коричневых карликов предсказал теоретически [[Шив Кумар]] в 1963 году, а в 1995 году они были обнаружены; первым подтверждённым считается [[Глизе 229|Глизе 229 B]]. В дальнейшем теоретические модели коричневых карликов улучшались, а инфракрасные обзоры неба привели к открытию большого их числа. На 2019 год известно более 11 тысяч таких объектов.

== Характеристики ==

=== Определение ===
[[Файл:BrownDwarfs_Comparison_01.png|мини|[[Солнце]], [[красный карлик]], коричневые карлики и [[Юпитер]]]]
Коричневые карлики (или бурые карлики<ref name=":18">{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1168158|title=Коричневый карлик|author=Батурин В. А., Миронова И. В.|website=Глоссарий [[Астронет]]|access-date=2021-06-16|archive-date=2021-02-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20210211042322/http://www.astronet.ru/db/msg/1168158|deadlink=no}}</ref>) — [[Субзвёздный объект|субзвёздные объекты]], по физическим характеристикам промежуточные между [[планета]]ми и [[Звезда|звёздами]]. В отличие от планет, они могут поддерживать [[термоядерные реакции]] в своих недрах (см. ниже{{Переход|Нуклеосинтез}}). Однако в отличие от звёзд, коричневые карлики никогда не достигают мощности энерговыделения в реакциях, достаточной для того, чтобы скомпенсировать затраты на собственную светимость. Из-за этого они вынуждены выделять энергию за счёт сжатия и тускнеть, не выходя на постоянную светимость. Это определяет граничные значения масс коричневых карликов: максимальная масса составляет 0,075 {{Mo}} (75 {{MJ}}) для объектов с солнечным химическим составом, а минимальная принята равной 0,013 {{Mo}} (или 13 {{MJ}}) как минимальная масса для [[Ядерное горение дейтерия|горения дейтерия]], хотя эти значения немного меняются в зависимости от химического состава (см. ниже{{Переход|Дальнейшая эволюция}})<ref name=":0">{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/4144973|автор=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]]|статья=КОРИ́ЧНЕВЫЕ КА́РЛИКИ|год=2016|архив=https://web.archive.org/web/20210304070509/https://bigenc.ru/physics/text/4144973|архив дата=2021-03-04}}</ref><ref name=":1">{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/brown-dwarf|title=Brown dwarf &124; astronomy|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2021-06-16|archive-date=2021-05-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20210504075841/https://www.britannica.com/science/brown-dwarf|deadlink=no}}</ref><ref name=":7">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/browndwarf.html|title=brown dwarf|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-06-16|archive-date=2021-04-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20210428123522/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/browndwarf.html|deadlink=no}}</ref>. В связи с этим коричневые карлики иногда называют неудавшимися звёздами<ref name=":2">{{Статья|ссылка=http://www.scholarpedia.org/article/Brown_dwarfs|автор=Allard F., Homeier D.|заглавие=Brown dwarfs|год=2007|месяц=12|день=17|язык=en|издание=[[Scholarpedia]]|том=2|выпуск=12|страницы=4475|issn=1941-6016|doi=10.4249/scholarpedia.4475|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210515045228/http://www.scholarpedia.org/article/Brown_dwarfs|archivedate=2021-05-15}}</ref><ref name=":4">{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Brown+Dwarf|title=Brown Dwarf|website=Asrtonomy|publisher=[[Технологический университет Суинберна|Swinburne University of Technology]]|access-date=2021-06-19|archive-date=2021-05-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20210530132420/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Brown+Dwarf|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.ras.ru/news/shownews.aspx?id=9fc4c27d-4380-4765-bb56-d098b74d8331&print=1|title=Астрономы увеличили популяцию коричневых карликов|website=RAS News|location={{М.}}|publisher=[[Российская академия наук]]|access-date=2021-06-28|archive-date=2021-06-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20210628223754/http://www.ras.ru/news/shownews.aspx?id=9fc4c27d-4380-4765-bb56-d098b74d8331&print=1|deadlink=no}}</ref>.

Иногда используют другое определение, которое отделяет коричневые карлики от планет по происхождению: коричневыми карликами считают объекты, сформировавшиеся подобно звёздам (см. ниже{{Переход|Формирование}})<ref name=":7" />. Согласно этому определению, коричневыми карликами считаются также объекты, сформировавшиеся подобно звёздам, но имеющие массу менее 13 {{MJ}} и неспособные поддерживать термоядерные реакции<ref name=":2" />. Напротив, более массивные объекты, сформировавшиеся как планеты, под это определение не подходят и иногда не считаются коричневыми карликами<ref name=":14" /><ref name=":15" /><ref name=":16" />. Однако Рабочая группа по внесолнечным планетам ({{Lang-en|Working Group on Extrasolar Planets}}) [[Международный астрономический союз|Международного астрономического союза]] приняла решение использовать в качестве границы между планетами и коричневыми карликами именно возможность горения дейтерия в объекте. Объекты же, сформированные подобно звёздам, но имеющие меньшую массу, называются [[Субкоричневый карлик|субкоричневыми карликами]]<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007IAUTA..26..183B|автор=Boss A. P., Butler R. P., Hubbard W. B., Ianna P. A., Kürster M.|заглавие=Working Group on Extrasolar Planets|язык=en|год=2007|месяц=3|день=1|издание=Transactions of the International Astronomical Union, Series A|место=Brussel|издательство=[[International Astronomical Union]]|том=26|страницы=183–186|doi=10.1017/S1743921306004509|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160542/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007IAUTA..26..183B/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160542/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007IAUTA..26..183B/abstract}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003IAUS..211..529B|автор=Boss A. P., Basri G., Kumar S. S., Liebert J., Martín E. L.|заглавие=Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?|год=2003|месяц=6|день=1|язык=en|издание=Proceedings of IAU Symposium #211|место=San Francisco|издательство=[[Astronomical Society of the Pacific]]|том=211|страницы=529|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-07-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20190703194357/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003IAUS..211..529B|deadlink=no|archivedate=2019-07-03|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190703194357/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003IAUS..211..529B}}</ref>.

=== Общие параметры ===
У самых массивных коричневых карликов светимость в первые миллионы лет жизни не превышает 0,04 {{Lo}}, а температура обычно составляет менее 2800 [[Кельвин|K]]. У менее массивных объектов эти значения ещё ниже, кроме того, со временем температура и светимость убывают (см. ниже{{Переход|Дальнейшая эволюция}}). Так, например, типичный коричневый карлик массой 0,04 {{Mo}} и возрастом 1 миллиард лет будет иметь температуру около 1270 K, а светимость ― 2{{E|−5}} {{Lo}}<ref name=":11">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A%26A...402..701B|автор=Baraffe I., Chabrier G., Barman T. S., Allard F., Hauschildt P. H.|заглавие=Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458|язык=en|год=2003|месяц=5|день=1|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|место=Les Ulis|издательство=[[EDP Sciences]]|том=402|страницы=701–712|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20030252|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-07-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20190722103438/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A%26A...402..701B|deadlink=no|archivedate=2019-07-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190722103438/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A%26A...402..701B}}</ref>, а температура самых холодных из известных составляет 300 [[Кельвин|K]]. Коричневые карлики излучают в основном в [[Инфракрасное излучение|инфракрасном диапазоне]], их видимый цвет — тёмно-красный<ref name=":0" /><ref name=":1" />. Радиусы этих объектов близки к радиусу [[Юпитер]]а (см. ниже{{Переход|Внутреннее строение}})<ref name=":2" />. Как и у звёзд, у некоторых коричневых карликов есть планеты<ref name=":20" />.

Для коричневых карликов характерно быстрое вращение: период вращения некоторых из них составляет около 2 часов, а скорость вращения близка к [[Первая космическая скорость|первой космической скорости]] — для сравнения, период вращения Юпитера составляет 10 часов. Коричневые карлики, как и [[Звезда|звёзды]], приобретают такую скорость вращения при формировании, но, в отличие от них, не теряют [[угловой момент]] в дальнейшем: их атмосферы не имеют заряда, поэтому коричневые карлики не испытывают {{Не переведено 3|Магнитное торможение|магнитного торможения|4=Magnetic braking (astronomy)}}<ref name=":2" />.

=== Строение ===
Центральная температура самых массивных коричневых карликов может доходить до 3{{E|6}} [[Кельвин|K]]{{Sfn|Gray, Corbally|2009|p=369}}. Центральная плотность со временем может достигать {{E|3|0}} г/см<sup>3</sup><ref name=":13" />. Для сравнения, у [[Солнце|Солнца]] эти параметры составляют соответственно 1,5{{E|7}} [[Кельвин|K]] и {{E|2|0}} г/см<sup>3</sup>. При таких условиях в центральных областях могут проходить термоядерные реакции (см. ниже{{Переход|Нуклеосинтез}})<ref name=":2" /><ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/place/Sun|title=Sun|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2021-06-18|archive-date=2021-06-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20210609111340/https://www.britannica.com/place/Sun|deadlink=no}}</ref>.

При условиях, которые достигаются в ядрах таких объектов, их сжатию с определённого момента препятствует внутреннее давление. Для массивных коричневых карликов оно вызвано [[Вырожденный газ|электронным вырождением]], как в [[Белый карлик|белых карликах]] — [[энергия Ферми]] может более чем на порядок превышать энергию частиц. Для маломассивных коричневых карликов основной вклад в давление вносит [[кулоновское отталкивание]] частиц, как в недрах [[Планета|планет]]<ref name=":0" />. В любом случае, собственное притяжение коричневых карликов уравновешивается давлением вырожденного газа, и, таким образом, радиусы коричневых карликов очень слабо зависят от их масс — как <math>R \propto M^{-1/8}</math> и близки к радиусу Юпитера. Водород в их ядрах находится в [[Металлический водород|металлическом состоянии]]<ref name=":2" />. Также возможно существование коричневых карликов с твёрдыми ядрами, такими как у планет (см. ниже{{Переход|Формирование}})<ref name=":14" /><ref name=":15" /><ref name=":16" />.

Коричневые карлики полностью [[Конвективная зона|конвективны]], как и самые маломассивные звёзды. Исключение составляют лишь наиболее холодные коричневые карлики, в которых конвекция также играет важную роль, но не распространяется до самой поверхности объекта<ref name=":2" /><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007IAUS..239..197M/abstract|автор=Mohanty S., Baraffe I., Chabrier G.|заглавие=Convection in brown dwarfs|год=2007|месяц=5|язык=en|издание=Convection in Astrophysics|место=Cambridge|издательство=[[Cambridge University Press]]|том=239|страницы=197–204|issn=1743-9221|doi=10.1017/S1743921307000427|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160516/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007IAUS..239..197M/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160516/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007IAUS..239..197M/abstract}}</ref>.

В атмосферах коричневых карликов температуры достаточно низки, в них могут существовать [[Молекула|молекулы]] и формироваться [[Космическая пыль|частицы пыли]]<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...473..245R|автор=A. Reiners, D. Homeier, P. H. Hauschildt, F. Allard|заглавие=A high resolution spectral atlas of brown dwarfs|язык=en|год=2007|месяц=10|день=1|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|место=Les Ulis|издательство=[[EDP Sciences]]|том=473|страницы=245–255|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20077963|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160517/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007A&A...473..245R/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160527/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...473..245R/abstract}}</ref>. При температурах менее 2500 [[Кельвин|K]] в атмосферах коричневых карликов могут образовываться [[облака]]. Вероятно, из-за быстрого вращения коричневых карликов облака должны образовывать узор, подобный тому, который наблюдается у [[Юпитер]]а<ref name=":2" />, а в атмосферах происходят [[Метеорология|метеорологические]] явления, подобные тем, что имеют место у [[Планеты-гиганты|планет-гигантов]]<ref name=":0" />.

=== Нуклеосинтез ===
Как и в звёздах, в коричневых карликах могут происходить некоторые термоядерные реакции. В первую очередь это [[Ядерное горение дейтерия|горение дейтерия]], которое достигается даже в самых маломассивных коричневых карликах и необходимая температура для которого — 5{{E|5}} [[Кельвин|K]]<ref name=":12">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2018Geosc...8..362C|автор=Caballero J. A.|заглавие=A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit: Planets, Brown Dwarfs or What?|язык=en|год=2018|месяц=9|день=1|издание=Geosciences|место=Basel|издательство={{iw|MDPI}}|том=8|страницы=362|issn=2076-3263|doi=10.3390/geosciences8100362|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160518/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Geosc...8..362C/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160518/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Geosc...8..362C/abstract}}</ref>. Достаточно массивные коричневые карлики — c массами более 0,055—0,060 {{Mo}} также способны поддерживать [[Ядерное горение лития|горение лития]], для которого температура в ядре должна составлять не менее 2{{E|6}} K<ref name=":5">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ASPC..134..394B|автор=Basri G.|заглавие=The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review)|язык=en|год=1998|издание=Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz|место=Tenerife|издательство=ASP|том=134|страницы=394|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-08-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20190820044116/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ASPC..134..394B|deadlink=no|archivedate=2019-08-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190820044116/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ASPC..134..394B}}</ref>. Однако [[дейтерий]] и [[литий]] — достаточно редкие элементы и быстро исчерпываются в реакциях (см. ниже{{Переход|Дальнейшая эволюция}})<ref name=":3">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...542L.119C|автор=Chabrier G., Baraffe I., Allard F., Hauschildt P.|заглавие=Deuterium Burning in Substellar Objects|язык=en|год=2000|месяц=10|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal Letters]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=542|страницы=L119–L122|issn=0004-637X|doi=10.1086/312941|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160518/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...542L.119C/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160518/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...542L.119C/abstract}}</ref>. Самые массивные коричневые карлики, с массами более 0,060—0,065 {{Mo}} способны достигать центральных температур в 3{{E|6}} K и [[Pp-цикл|сжигать водород]] в своих недрах<ref name=":12" />, но, в отличие от звёзд, в коричневых карликах горение водорода через небольшой срок после начала прекращается<ref name=":0" /><ref name=":1" /><ref name=":2" />.
{| class="wikitable" style="margin:auto; clear:both;"
|+Сравнительные характеристики звёзд, коричневых карликов и планет<ref>{{Книга|автор=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]]|заглавие=Астрономия: век XXI|год=2015|издание=3-е изд|место=Фрязино|издательство=Век 2|страницы=139|страниц=608|isbn=978-5-85099-193-7}}</ref>
! rowspan="2" |Тип объекта
! rowspan="2" |Масса ({{Mo}})
! colspan="2" |[[Термоядерный синтез]]
! colspan="2" |Наличие элементов
|-
![[Водород|H]] → [[Гелий|He]]
![[Дейтерий|D]] → He
![[Литий|Li]]
!D
|-
|[[Звезда]]
|0,1―0,075
|Длительный
|Короткий
|Нет
|Нет
|-
|Коричневый карлик
|0,075―0,065
|Короткий
|Короткий
|Есть<ref name=":0" group="комм.">При массе более 0,055—0,060 {{Mo}} — только в начале.</ref>
|Нет
|-
|Коричневый карлик
|0,065―0,013
|Нет
|Короткий
|Есть<ref name=":0" group="комм." />
|Нет
|-
|[[Планета]]
|< 0,013
|Нет
|Нет
|Есть
|Есть
|}

=== Распространённость ===
Из-за невысокой яркости коричневых карликов их обнаружение и определение их распространённости довольно затруднительно. По данным [[Gaia]], в пределах 10 [[парсек]] от Земли насчитывается 85 коричневых карликов и три кандидата в коричневые карлики, а звёзд в этой области находится 373<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2021arXiv210414972R|автор=Reylé C., Jardine K., Fouqué P., Caballero J. A., Smart R. L.|заглавие=The 10 parsec sample in the Gaia era|язык=en|год=2021|месяц=4|день=1|издание=arXiv e-prints|том=2104|страницы=arXiv:2104.14972|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160600/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021A%26A...650A.201R/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160600/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021A%26A...650A.201R/abstract}}</ref>. До обнаружения первых коричневых карликов существовала гипотеза, что они могут быть кандидатами на роль [[Барионная тёмная материя|барионной тёмной материи]] во [[Вселенная|Вселенной]], но после их обнаружения и первых оценок их распространённости стало ясно, что они составляют лишь малую часть массы [[Млечный Путь|Млечного Пути]] и не могут составлять значительную долю массы тёмной материи<ref name=":0" /><ref name=":4" />.

Чаще всего коричневые карлики являются одиночными, к [[Двойная звезда|двойным системам]] принадлежит около 20 %. Особенность таких систем состоит в том, что практически во всех из них расстояние между звездой и коричневым карликом составляет более 3 астрономических единиц. В отличие от коричневых карликов, звёзды в двойных системах нередко располагаются близко друг к другу, как и планеты-гиганты к звёздам. Такая особенность получила название «[[Пустыня коричневых карликов|пустыни коричневых карликов]]»<ref>{{Статья|ссылка=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2019/08/aa35505-19/aa35505-19.html|автор=Persson C. M., Csizmadia S., Mustill A. J., Fridlund M., Hatzes A. P.|заглавие=Greening of the brown-dwarf desert — EPIC 212036875b: a 51 MJ object in a 5-day orbit around an F7 V star|язык=en|год=2019|месяц=8|день=1|издание=[[Astronomy & Astrophysics]]|место=Les Ulis|издательство=[[EDP Sciences]]|том=628|страницы=A64|issn=0004-6361, 1432-0746|doi=10.1051/0004-6361/201935505|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-06-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20210628042417/https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2019/08/aa35505-19/aa35505-19.html|deadlink=no|archivedate=2021-06-28|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210628042417/https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2019/08/aa35505-19/aa35505-19.html}}</ref>.

[[Начальная функция масс]] коричневых карликов является продолжением таковой для маломассивных звёзд<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ…540.1016L|автор=Luhman K. L., Rieke G. H., Young E. T., Cotera A. S., Chen H.|заглавие=The Initial Mass Function of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in Young Clusters|язык=en|год=2000|месяц=9|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Brislol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=540|страницы=1016–1040|issn=0004-637X|doi=10.1086/309365}}</ref>.

== Наблюдательные особенности ==
Несмотря на физическую обособленность коричневых карликов от [[Звезда|звёзд]] и [[Планета|планет]], отличить эти объекты от коричневых карликов на практике бывает затруднительно, если невозможно измерить массу по орбитальным параметрам в [[Двойная звезда|двойных системах]]. Например, в спектрах коричневых карликов и звёзд нет заметных спектральных особенностей, с помощью которых можно однозначно различать звёзды и коричневые карлики<ref name=":5" /><ref name=":6">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...473..245R|автор=Reiners A., Homeier D., Hauschildt P. H., Allard F.|заглавие=A high resolution spectral atlas of brown dwarfs|язык=en|год=2007|месяц=10|день=1|издание=[[Astronomy & Astrophysics]]|место=Les Ulis|издательство=[[EDP Sciences]]|том=473|страницы=245–255|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20077963|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160527/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007A&A...473..245R/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160527/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...473..245R/abstract}}</ref>.

=== Отличия от звёзд ===
Так как коричневые карлики и маломассивные звёзды полностью конвективны, химический состав на поверхности таких объектов совпадает с таковым в центральных областях. Таким образом, теоретически, по наличию или отсутствию тех или иных элементов возможно различать звёзды и коричневые карлики<ref name=":5" /><ref name=":3" />.

Так, например, срок сгорания [[Литий|лития]] уменьшается с ростом массы объекта и в самых маломассивных звёздах составляет около 100 миллионов лет. Значит, наличие этого элемента в более старом объекте будет являться признаком того, что это коричневый карлик, и, напротив, отсутствие лития в более молодом объекте указывает на то, что это маломассивная звезда. Подобная методика получила название литиевого теста ({{Lang-en|lithium test}})<ref name=":2" /><ref name=":3" /><ref name=":5" />. Тем не менее, литиевый тест несовершенен, поскольку возраст объекта не всегда возможно определить<ref name=":6" />. Также отличительной чертой достаточно старых коричневых карликов является наличие [[метан]]а<ref name=":7" />.

Кроме того, самые маломассивные звёзды имеют светимости порядка {{E|−4|0}} {{Lo}}, следовательно, объекты с меньшими светимостями являются коричневыми карликами. Однако обратное неверно: на ранних стадиях эволюции, пока коричневый карлик сжимается и сжигает дейтерий в недрах, он может быть значительно ярче и его светимость может достигать 0,04 {{Lo}}. Поэтому светимость не всегда однозначно определяет тип объекта<ref name=":2" /><ref name=":5" />.

=== Отличия от планет ===
Радиусы коричневых карликов сопоставимы с радиусами [[Планета-гигант|планет-гигантов]], но коричневые карлики имеют бо́льшую массу и, следовательно, бо́льшую плотность и [[ускорение свободного падения]]. Это позволяет различать планеты и коричневые карлики спектроскопически: например, большее ускорение свободного падения приводит к большей ширине [[Спектральная линия поглощения|линий поглощения]]<ref name=":2" />. Кроме того, коричневые карлики могут быть источниками [[Рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]]<ref name=":7" />.

== Спектры и классификация ==
Из-за низкой поверхностной температуры коричневые карлики имеют тёмно-красный цвет, а в их спектрах наблюдаются молекулярные [[Спектральная линия поглощения|полосы поглощения]]. В [[Спектральная классификация звёзд|спектральной классификации]] коричневые карлики относятся к классам M, L, T, Y — от самых горячих к самым холодным<ref name=":7" /><ref name=":2" />. При этом к классам M и L могут относиться не только коричневые карлики, но и звёзды{{Sfn|Gray, Corbally|2009|p=339}}.

=== Класс M ===
Самые молодые и достаточно массивные коричневые карлики имеют относительно высокую температуру — более 2500 [[Кельвин|K]], и относятся к [[Звезда спектрального класса M|классу M]]. Внешне они схожи с [[Красный карлик|красными карликами]], хотя отличаются большим радиусом, так как ещё не успели сжаться{{Sfn|Gray, Corbally|2009|p=348}}, и относятся к подклассам M7 и к более поздним<ref name=":7" /><ref name=":2" />.

Класс M характеризуется в первую очередь полосами поглощения [[Оксид титана(II)|TiO]], а также других молекул: [[Оксид ванадия(II)|VO]], [[Гидрид магния|MgH]], [[Гидрид кальция|CaH]], [[Гидрид хрома|CrH]], [[Гидрид железа|FeH]] и [[Гидроксид кальция|CaOH]]. Также наблюдаются линии таких элементов, как [[Кальций|Ca]] II, [[Магний|Mg]] I, [[Натрий|Na]] I, [[Калий|K]] I, [[Рубидий|Rb]] I, [[Цезий|Cs]] I<ref name=":22" group="комм.">Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.</ref>. Как правило, точный подкласс M определяется по интенсивности полос TiO{{Sfn|Gray, Corbally|2009|p=341}}.

К спектральному классу M относится, например, коричневый карлик [[Тейде 1]] подкласса M8<ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/310263/meta|автор=Rebolo R., Martín E. L., Basri G., Marcy G. W., Zapatero-Osorio M. R.|заглавие=Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test*|год=1996|месяц=9|день=20|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=469|выпуск=1|страницы=L53|issn=0004-637X|doi=10.1086/310263|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-06-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20210625045747/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/310263/meta|deadlink=no|archivedate=2021-06-25|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210625045747/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/310263/meta}}</ref>.

=== Класс L ===
К классу L относятся более холодные коричневые карлики: с температурами от 1300 до 2500 K. Достаточно старые звёзды с массами менее 0,085 {{Mo}} также могут принадлежать классу L. Подклассы L — от самого раннего L0 до самого позднего L8<ref name=":8">{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/stellar-classification|title=Stellar classification &124; astronomy|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2021-06-23|archive-date=2021-05-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20210503054159/https://www.britannica.com/science/stellar-classification|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Gray, Corbally|2009|pp=339, 354, 368, 568}}.

В спектрах класса L доминируют линии [[Щелочные металлы|щелочных металлов]]: Na I, K I, Rb I, Cs I и иногда [[Литий|Li]] I. В ранних подклассах L также выражены линии TiO, VO и [[Гидриды|гидридов]], как в классе M; к средним подклассам наибольшей интенсивности достигают линии Na I и K I, а линии TiO и VO практически исчезают. К поздним классам исчезают также линии гидридов, зато появляются линии [[Вода|воды]]{{Sfn|Gray, Corbally|2009|pp=351—352}}.

Пример коричневого карлика класса L — [[CX Волопаса|GD 165B]], его подкласс — L4<ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/307414|автор=Kirkpatrick J. D., Reid I. N., Liebert J., Cutri R. M., Nelson B.|заглавие=Dwarfs Cooler than «M»: The Definition of Spectral Type «L» Using Discoveries from the 2 Micron All‐Sky Survey (2MASS)|год=1999|месяц=7|день=10|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=519|выпуск=2|страницы=802–833|issn=0004-637X, 1538-4357|doi=10.1086/307414|access-date=2021-06-26|archive-date=2020-10-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20201027214137/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/307414|deadlink=no|archivedate=2020-10-27|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201027214137/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/307414}}</ref>.

=== Класс T ===
К классу T относятся коричневые карлики с температурами от 600 до 1300 K. Предположительно, спектры таких коричневых карликов должны быть похожи на спектры [[Горячий юпитер|горячих юпитеров]] — [[Экзопланета|внесолнечных]] [[Газовый гигант|газовых гигантов]], расположенных близко к своей звезде. Подклассы T — от T0 до T8<ref name=":2" /><ref name=":8" />{{Sfn|Gray, Corbally|2009|pp=388, 400, 568}}.

Отличительная черта коричневых карликов этого класса — полосы поглощения [[метан]]а, поэтому их также называют метановыми карликами<ref name=":7" />. Кроме полос метана, в спектрах таких объектов также наблюдаются полосы поглощения воды и линии щелочных металлов. Линии [[Монооксид углерода|CO]] заметны в спектрах ранних подклассов T, но исчезают к поздним{{Sfn|Gray, Corbally|2009|pp=391—396}}.

К классу T относится, например, [[Глизе 229|Глизе 229B]]. Подкласс этого объекта — T7<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...637.1067B|автор=Burgasser A. J., Geballe T. R., Leggett S. K., Kirkpatrick J. D., Golimowski D. A.|заглавие=A Unified Near-Infrared Spectral Classification Scheme for T Dwarfs|язык=en|год=2006|месяц=2|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=637|страницы=1067–1093|issn=0004-637X|doi=10.1086/498563|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-08-17|archive-url=https://web.archive.org/web/20190817152007/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...637.1067B|deadlink=no|archivedate=2019-08-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190817152007/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...637.1067B}}</ref>.

=== Класс Y ===
Самые холодные коричневые карлики, с температурами ниже 600 K, относятся к классу Y. Спектроскопически они отличаются от класса T наличием линий [[аммиак]]а, также в их спектрах сильны линии воды<ref name=":2" /><ref name=":8" />.

Примером коричневого карлика класса Y может служить [[WISE 1541-2250]] подкласса Y0<ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0067-0049/197/2/19|автор=Kirkpatrick J. D., Cushing M. C., Gelino C. R., Griffith R. L., Skrutskie M. F.|заглавие=The first hundred brown dwarfs discovered by the Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE)|год=2011|месяц=11|день=22|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal Supplement Series]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=197|выпуск=2|страницы=19|issn=0067-0049, 1538-4365|doi=10.1088/0067-0049/197/2/19|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-03-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20210324114457/https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0067-0049/197/2/19|deadlink=no|archivedate=2021-03-24|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210324114457/https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0067-0049/197/2/19}}</ref>.<gallery class="center" caption="Коричневые карлики в художественном представлении">
Файл:Late-M-dwarf-nasa-hurt.png|Класс M
Файл:L-dwarf-nasa-hurt.png|Класс L
Файл:T-dwarf-nasa-hurt.png|Класс T
Файл:WISE 1828+2650 Brown dwarf.jpg|Класс Y
</gallery>

== Эволюция ==

=== Формирование ===
Коричневые карлики [[Формирование звезды|формируются]] таким же образом, что и звёзды: путём коллапса [[Молекулярное облако|молекулярных облаков]], на что указывает, в частности, наличие [[Аккреционный диск|аккреционных дисков]] у некоторых из них<ref name=":2" /><ref>{{Книга|ссылка=https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC|автор=Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J.|заглавие=Fundamental Astronomy|год=2007|издание=5th Edition|место=Berlin; Heidelberg; {{N. Y.}}|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|pages=244—247|allpages=510|isbn=978-3-540-34143-7|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-06-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20210624202826/https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC|url-status=live|archive-date=2021-06-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20210624202826/https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC}}</ref>. Массы молекулярных облаков, которые могут начать коллапсировать, составляют не менее {{E|3|0}} {{Mo}}, но при сжатии облака фрагментируются, и в результате образуются [[Протозвезда|протозвёзды]] звёздных масс<ref>{{Книга|автор=Кононович Э. В., [[Мороз, Василий Иванович|Мороз В. И.]]|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=под ред. [[Иванов, Всеволод Владимирович|В. В. Иванова]]|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=М.|издательство=[[УРСС]]|страницы=387|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}</ref>. Теоретическая нижняя граница массы объекта, который может так сформироваться — 1—5 {{MJ}}<ref>{{Статья|ссылка=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2006/42/aa5806-06/aa5806-06.html|автор=Whitworth A. P., Stamatellos D.|заглавие=The minimum mass for star formation, and the origin of binary brown dwarfs|год=2006|месяц=11|день=1|язык=en|издание=[[Astronomy & Astrophysics]]|место=Les Ulis|издательство=[[EDP Sciences]]|том=458|выпуск=3|страницы=817–829|issn=0004-6361, 1432-0746|doi=10.1051/0004-6361:20065806|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-02-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20210224023509/https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2006/42/aa5806-06/aa5806-06.html|deadlink=no|archivedate=2021-02-24|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210224023509/https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2006/42/aa5806-06/aa5806-06.html}}</ref><ref name=":9">{{Книга|ссылка часть=http://adsabs.harvard.edu/abs/2014ASSP...36...17S|автор=Stamatellos D.|часть=The Formation of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs|год=2014|заглавие=The Labyrinth of Star Formation, Astrophysics and Space Science Proceedings|ссылка=https://books.google.com.au/books/about/The_Labyrinth_of_Star_Formation.html?id=xBq4BAAAQBAJ|место=Cham|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer International Publishing Switzerland]]|язык=en|том=36|страницы=17|страниц=526|isbn=978-3-319-03040-1|doi=10.1007/978-3-319-03041-8_3|access-date=2021-07-03|archive-date=2021-07-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20210709182959/https://books.google.com.au/books/about/The_Labyrinth_of_Star_Formation.html?id=xBq4BAAAQBAJ|url-status=live|archive-date=2021-07-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20210709182959/https://books.google.com.au/books/about/The_Labyrinth_of_Star_Formation.html?id=xBq4BAAAQBAJ}}</ref>, но реальный механизм, который приводит к обособлению объектов с массами коричневых карликов и маломассивных звёзд, до сих пор не вполне понятен. Существуют различные теории, которые призваны объяснить это явление, в их основе могут лежать следующие идеи<ref name=":10">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ARA%26A..50...65L|автор=Luhman K. L.|заглавие=The Formation and Early Evolution of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs|язык=en|год=2012|месяц=9|день=1|издание={{iw|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}}|место=Palo Alto|издательство=[[Annual Reviews]]|том=50|страницы=65–106|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev-astro-081811-125528|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-06-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20190620172331/http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ARA%26A..50...65L|deadlink=no|archivedate=2019-06-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190620172331/http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ARA%26A..50...65L}}</ref>:

* [[Приливные силы]] внутри облака и высокая скорость движения протозвёзд в нём мешают маломассивным протозвёздам собрать всю массу своего фрагмента путём [[Аккреция|аккреции]];
* Тесные сближения [[Протозвезда|протозвёзд]] приводят к тому, что некоторые из них выбрасываются из области звездообразования и преждевременно прекращают аккрецию;
* Ионизирующее излучение [[Звезда OB|OB-звёзд]] уносит аккрецирующие оболочки маломассивных протозвёзд;
* [[Турбулентность]] в облаке приводит к выделению фрагментов различных масс, наименьшие из которых имеют массы коричневых карликов и маломассивных звёзд.

Многие наблюдаемые параметры, такие, как [[начальная функция масс]] или распространённость двойных систем одинаково хорошо предсказываются этими сценариями. Тем не менее, наиболее вероятным сценарием образования коричневых карликов представляется основанный на последней гипотезе — на это указывают такие факты, как возможность формирования коричневых карликов в разделённых [[Двойная звезда|двойных системах]] и в изоляции, а также независимость распространения этих объектов от наличия поблизости OB-звёзд. Тем не менее, вероятно, остальные сценарии также приводят к формированию коричневых карликов<ref name=":9" /><ref name=":10" />.

Также существует и другая теория: что коричневые карлики могут образовываться в массивных [[Околозвёздный диск|околозвёздных дисках]], как и [[Планета|планеты]], а затем выбрасываться в окружающее пространство<ref name=":0" /><ref name=":10" />. Этот сценарий описывает формирование объектов небольшой массы, которые могут иметь твёрдое ядро и также способны в дальнейшем поддерживать [[Ядерное горение дейтерия|горение дейтерия]], если их масса превышает приблизительно 13 {{MJ}}<ref name=":14">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012A%26A...547A.105M|автор=Mollière P., Mordasini C.|заглавие=Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario. Brown dwarfs or planets?|язык=en|год=2012|месяц=11|день=1|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|место=Les Ulis|издательство=[[EDP Sciences]]|том=547|страницы=A105|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201219844|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160600/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012A&A...547A.105M/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160600/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012A%26A...547A.105M/abstract}}</ref><ref name=":15">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...770..120B|автор=Bodenheimer P., D'Angelo G., Lissauer J. J., Fortney J. J., Saumon D.|заглавие=Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion|язык=en|год=2013|месяц=6|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Btristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=770|страницы=120|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/770/2/120|access-date=2021-06-26|archive-date=2018-08-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20180808112729/http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...770..120B|deadlink=no|archivedate=2018-08-08|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180808112729/http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...770..120B}}</ref><ref name=":16">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...482..315B|автор=Baraffe I., Chabrier G., Barman T.|заглавие=Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior|язык=en|год=2008|месяц=4|день=1|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|место=Les Ulis|издательство=[[EDP Sciences]]|том=482|страницы=315–332|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20079321|access-date=2021-06-26|archive-date=2018-12-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20181210074421/http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...482..315B|deadlink=no|archivedate=2018-12-10|archiveurl=https://web.archive.org/web/20181210074421/http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...482..315B}}</ref>.

=== Дальнейшая эволюция ===
[[Файл:BD_and_low-mass_stars_temperature_evolution.png|мини|Изменение температуры и спектрального класса со временем у коричневых карликов и маломассивных звёзд. Коричневым карликам соответствуют пунктирные линии, число у каждой линии — масса в {{Mo}}|300x300пкс]]
В определённый момент и в звёздах, и в коричневых карликах начинаются термоядерные реакции. Первой такой реакцией становится горение дейтерия: в самых массивных коричневых карликах оно длится 4 миллиона лет, а в наименее массивных — 50 миллионов лет<ref name=":3" />. Предельная масса для этой реакции принята равной 13 {{MJ}}, однако граница не является строгой: в зависимости от массы, коричневые карлики могут расходовать разную долю имеющегося [[Дейтерий|дейтерия]]. Кроме того, с ростом [[Металличность|металличности]] предельная масса уменьшается, и её оценки с учётом этого могут иметь значения от 11 до 16 {{MJ}}<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...727...57S|автор=Spiegel D. S., Burrows A., Milsom J. A.|заглавие=The Deuterium-burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets|язык=en|год=2011|месяц=1|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=727|страницы=57|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/727/1/57|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-09-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20190921184452/http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...727...57S|deadlink=no|archivedate=2019-09-21|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190921184452/http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...727...57S}}</ref>.

Во время горения дейтерия радиус и светимость коричневых карликов, как и звёзд, остаётся практически неизменной, а горение дейтерия компенсирует значительную часть затрат энергии на светимость: например, в коричневом карлике массой 0,04 {{Mo}} возрастом 3 миллиона лет мощность энерговыделения в ядерных реакциях составляет 93 % от его светимости<ref name=":11" /><ref name=":13">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...406..158B|автор=Burrows A., Hubbard W. B., Saumon D., Lunine J. I.|заглавие=An expanded set of brown dwarf and very low mass star models|язык=en|год=1993|месяц=3|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=406|страницы=158–171|issn=0004-637X|doi=10.1086/172427|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-10-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20191007024159/http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...406..158B|deadlink=no|archivedate=2019-10-07|archiveurl=https://web.archive.org/web/20191007024159/http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...406..158B}}</ref>.

После исчерпания дейтерия коричневые карлики и маломассивные звёзды продолжают сжиматься. При этом выделяется энергия, которая тратится на излучение. Светимость при этом уменьшается, температура же может уменьшаться или оставаться практически неизменной. Через какое-то время в объектах, которые становятся звёздами, начинается ядерное горение водорода, которое с определённого момента полностью уравновешивает затраты энергии на излучение. Из-за этого звезда прекращает сжиматься и выходит на [[Главная последовательность|главную последовательность]] ― у самых маломассивных звёзд этот процесс занимает более {{E|9|0}} лет<ref name=":11" /><ref name=":13" />. Предельная масса, при которой происходит переход, называется пределом [[Шив Кумар|Кумара]]<ref name=":19">{{cite web|lang=en|url=https://www.galileoinstitute.org/biography.html|title=A short biography of Dr. Shiv S. Kumar|website=www.galileoinstitute.org|publisher={{iw|Институт теоретической физики имени Галилео Галилея|Galileo Galilei Institute for Theoretical Physics||Galileo Galilei Institute for Theoretical Physics}}|access-date=2021-06-25|archive-date=2021-06-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20210625164151/https://www.galileoinstitute.org/biography.html|deadlink=no}}</ref> и зависит от химического состава: по современным оценкам, она может принимать значения 0,064—0,087 {{Mo}} (64—87 {{MJ}})<ref name=":13" /><ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2016AdAst2016E..13A|автор=Auddy S., Basu S., Valluri S. R.|заглавие=Analytic Models of Brown Dwarfs and the Substellar Mass Limit|язык=en|год=2016|издание=Advances in Astronomy|том=2016|страницы=574327|doi=10.1155/2016/5743272|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160520/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016AdAst2016E..13A/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160520/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016AdAst2016E..13A/abstract}}</ref>.

В отличие от звёзд, сжатию коричневых карликов с определённого момента начинает препятствовать [[Вырожденный газ|вырождение вещества]] или [[кулоновское отталкивание]] (см. выше{{Переход|Строение}}). До этого момента они неспособны сжаться достаточно сильно, чтобы горение водорода привело объект к равновесию, хотя в принципе самые массивные из них могут некоторое время поддерживать эту реакцию. После того, как сжатие прекращается, коричневый карлик оказывается лишён источников энергии и высвечивает собственную тепловую энергию. Коричневый карлик остывает и тускнеет, превращаясь в [[чёрный карлик]]<ref name=":0" /><ref name=":1" /><ref name=":2" />. При этом поздняя эволюция коричневых карликов оказывается сходной с эволюцией [[Белый карлик|белых карликов]]<ref>{{Книга|ссылка=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala|автор=Salaris M., Cassisi S.|заглавие=Evolution of Stars and Stellar Populations|год=2005|язык=en|место=Chichester|издательство=[[John Wiley & Sons]]|страницы=116|страниц=338|isbn=978-0-470-09219-X}}</ref>.

Охлаждаясь со временем, коричневые карлики меняют свой спектральный класс (см. выше{{Переход|Спектры и классификация}}). Так, самые молодые и достаточно массивные коричневые карлики, возрастом в несколько миллионов лет и менее, относятся к классу M. Более старые коричневые карлики, в зависимости от массы, относятся к классу L ― маломассивные карлики принадлежат этому классу до возрастов порядка {{E|8|0}} лет, а время нахождения в этом классе достаточно массивных карликов достигает {{E|10|0}} лет. После этого коричневые карлики переходят в класс T, а затем ― в Y<ref name=":2" />{{Sfn|Gray, Corbally|2009|pp=367—369}}.

== Обитаемость ==
Коричневые карлики небольшой массы могут иметь подходящие температуры, чтобы на их поверхности могла существовать вода в жидком состоянии. Следовательно, такие объекты могут быть пригодны для [[Внеземная жизнь|жизни]], которая использует [[инфракрасное излучение]] коричневого карлика. Хотя [[ускорение свободного падения]] на этих объектах велико и может на два порядка превышать таковое на Земле, это не исключает возможность развития жизни: некоторые организмы, встречающиеся на Земле, способны выносить такие перегрузки. Отсутствие твёрдой поверхности у коричневых карликов может мешать развитию жизни, но не исключено, что организмы могут, например, плавать в атмосфере. Также препятствовать появлению жизни на коричневых карликах может недостаток [[Калий|калия]], [[Кальций|кальция]] и [[Железо|железа]], необходимых для хода [[Биология|биологических]] процессов<ref name=":17">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/browndwarflife.html|title=brown dwarfs and extraterrestrial life|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-06-16|archive-date=2021-06-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20210627203820/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/browndwarflife.html|deadlink=no}}</ref><ref>{{Статья|язык=en|ссылка=https://www.sciencemag.org/news/2016/12/alien-life-could-thrive-clouds-failed-stars|заглавие=Alien life could thrive in the clouds of failed stars|автор=Sokol J.|издание=[[Science]]|место=Washington|издательство=[[Американская ассоциация содействия развитию науки|The American Association for the Advancement of Science]]|год=2016|месяц=12|день=1|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-06-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20210628022719/https://www.sciencemag.org/news/2016/12/alien-life-could-thrive-clouds-failed-stars|deadlink=no|archivedate=2021-06-28|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210628022719/https://www.sciencemag.org/news/2016/12/alien-life-could-thrive-clouds-failed-stars}}</ref>.

Планеты, которые обращаются вокруг коричневых карликов, могут находиться в [[Зона обитаемости|зоне обитаемости]] и быть пригодными для жизни<ref name=":17" />. Для этого коричневый карлик должен быть достаточно массивным — не менее 40 {{MJ}}, поскольку маломассивные карлики быстро тускнеют и их планеты оказываются вне зоны обитаемости за время, недостаточное для развития жизни. Кроме того, маломассивные коричневые карлики создают очень мало [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетового излучения]], необходимого для развития жизни<ref name=":20">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...888..102L|автор=Lingam M., Ginsburg I., Loeb A.|заглавие=Prospects for Life on Temperate Planets around Brown Dwarfs|язык=en|год=2020|месяц=1|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=888|страницы=102|issn=0004-637X|doi=10.3847/1538-4357/ab5b13|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160526/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...888..102L/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160526/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...888..102L/abstract}}</ref>.

== История изучения ==

=== До открытия ===
Предположение о существовании коричневых карликов впервые выдвинул [[Шив Кумар]] в 1963 году<ref name=":0" /><ref name=":1" />. С 1958 года Кумар исследовал эволюцию звёзд массой менее 0,1 {{Mo}} и обнаружил, что существует минимальная масса, при которой звезда способна поддерживать горение водорода: это 0,07 {{Mo}} для объектов [[Население I|населения I]] и 0,09 {{Mo}} для [[Население II|населения II]], причём эта оценка практически не изменилась с того времени<ref name=":19" />{{Sfn|Joergens|2014|pp=2—3}}.

Изначально Кумар предложил называть объекты меньшей массы [[Чёрный карлик|чёрными карликами]], хотя этот термин уже использовался для описания других объектов. Современное название «коричневый карлик» ввела [[Джилл Тартер]] в 1975 году: несмотря на то, что цвет этих объектов скорее красный, название «[[красный карлик]]» также уже использовалось<ref name=":0" /><ref name=":1" />. Для этих объектов предлагались и другие названия, например, «инфракрасный карлик», «экстремальный красный карлик», но они не распространились{{Sfn|Joergens|2014|pp=19—20}}.

=== Открытие ===
Систематические поиски коричневых карликов в [[1980-е годы|1980-х]] и в начале [[1990-е годы|1990-х]] годов долгое время были безуспешными: было найдено несколько кандидатов в коричневые карлики, но ни один из них не был подтверждён. Вплоть до 1994 года существование коричневых карликов подвергалось сомнению и было предметом научных споров{{Sfn|Joergens|2014|pp=VII, 26}}. Наконец, в 1995 году были подтверждены независимые открытия первых коричневых карликов<ref name=":0" /><ref name=":1" />:

* [[Тейде 1]] в [[Плеяды (звёздное скопление)|Плеядах]] был открыт в январе 1994 года, а к декабрю того же года была определена его достаточно низкая температура. В дальнейшем была подтверждена принадлежность Тейде 1 к Плеядам, и, с учётом небольшого возраста Плеяд выяснилось, что объект с такими параметрами может быть только коричневым карликом. Статья {{Не переведено 3|Реболо, Рафаэль|Рафаэля Реболо|4=Rafael Rebolo López}} и соавторов с этим открытием была опубликована в [[Nature]] 14 сентября 1995 года{{Sfn|Joergens|2014|pp=25—26}}<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995Natur.377..129R|автор=Rebolo R., Zapatero Osorio M. R., Martín E. L.|заглавие=Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster|язык=en|год=1995|месяц=9|день=1|издание=[[Nature]]|место=N. Y.|издательство=[[Nature Publishing Group|NPG]]|том=377|страницы=129–131|issn=0028-0836|doi=10.1038/377129a0|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-10-17|archive-url=https://web.archive.org/web/20191017012010/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995Natur.377..129R|deadlink=no|archivedate=2019-10-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20191017012010/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995Natur.377..129R}}</ref>.
* [[PPl 15]] — двойной коричневый карлик с компонентами практически равных масс, также находящийся в Плеядах. Этот объект был открыт в 1989 году, а в ноябре 1994 года был получен его спектр. Для проверки, является ли PPl 15 коричневым карликом, был применён литиевый тест (см. выше{{Переход|Отличия от звёзд}}). Эти результаты, полученные {{Не переведено 3|Басри, Гибор|Гибором Басри|4=Gibor Basri}} с соавторами, были впервые представлены на научной конференции Keck Science Meeting 14 сентября 1995 года, а также опубликованы в [[Astrophysical Journal]]{{Sfn|Joergens|2014|pp=59—73}}<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AAS...186.6003B|автор=Basri G., Marcy G. W., Graham J. R.|заглавие=The First Lithium Brown Dwarf: PPL 15|язык=en|год=1995|месяц=6|день=1|издание={{iw|Bulletin of the American Astronomical Society}}|место=Washington|издательство=[[American Astronomical Society]]|том=186|страницы=60.03|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160521/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995AAS...186.6003B/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160521/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995AAS...186.6003B/abstract}}</ref>.
* [[Глизе 229|Глизе 229 B]] — спутник красного карлика Глизе 229 A. Коричневый карлик был открыт в октябре 1994 года при наблюдениях красного, при этом был обнаружен очень красный [[Показатель цвета|цвет]] Глизе 229 B, не характерный для звёзд. В ноябре 1995 года [[Накадзима, Тадаси|Тадаси Накадзима]] и соавторы опубликовали статью в Nature об этом открытии{{Sfn|Joergens|2014|pp=85—96}}<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995Natur.378..463N|автор=Nakajima T., Oppenheimer B. R., Kulkarni S. R., Golimowski D. A., Matthews K.|язык=en|заглавие=Discovery of a cool brown dwarf|год=1995|месяц=11|день=1|издание=[[Nature]]|место=N. Y.|издательство=[[Nature Publishing Group|NPG]]|том=378|страницы=463–465|issn=0028-0836|doi=10.1038/378463a0|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-09-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20190906162853/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995Natur.378..463N|deadlink=no|archivedate=2019-09-06|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190906162853/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995Natur.378..463N}}</ref>. Позднее той же группой учёных был исследован спектр Глизе 229 B, в котором были обнаружены линии [[метан]]а, что указывало на очень низкую температуру объекта и, следовательно, подтверждало, что это коричневый карлик. В декабре 1995 года была опубликована статья {{Не переведено 3|Оппенгеймер, Ребекка|Бена Оппенгеймера|4=Rebecca Oppenheimer}} и соавторов в [[Science]], посвящённая этому исследованию{{Sfn|Joergens|2014|pp=85—96}}<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995Sci...270.1478O|автор=Oppenheimer B. R., Kulkarni S. R., Matthews K., Nakajima T.|заглавие=Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B|язык=en|год=1995|месяц=12|день=1|издание=[[Science]]|место=Washington|издательство=[[Американская ассоциация содействия развитию науки|The American Association for the Advancement of Science]]|том=270|страницы=1478–1479|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.270.5241.1478|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160522/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995Sci...270.1478O/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160522/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995Sci...270.1478O/abstract}}</ref>.

Среди этих открытий научным сообществом наиболее быстро и однозначно было принято последнее, и первым подтверждённым коричневым карликом обычно считают Глизе 229 B<ref name=":1" /><ref name=":7" />.

=== Дальнейшее изучение ===
С открытием коричневых карликов были введены спектральные классы L и T. Первоначально не были известны карлики холоднее класса T, но был сделан вывод, что в спектрах более холодных карликов должны быть видны спектральные линии [[аммиак]]а{{Sfn|Gray, Corbally|2009|pp=434—435}}. Для них был выделен класс Y, первым открытым объектом этого класса стал [[WD 0806-661 B]], открытый в 2011 году{{Sfn|Joergens|2014|pp=114—130}}, хотя его масса составляет лишь около 7 {{MJ}}<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...730L...9L|автор=Luhman K. L., Burgasser A. J., Bochanski J. J.|заглавие=Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf|язык=en|год=2011|месяц=3|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal Letters]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=730|страницы=L9|issn=0004-637X|doi=10.1088/2041-8205/730/1/L9|access-date=2021-06-26|archive-date=2019-09-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20190913005058/http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...730L...9L|deadlink=no|archivedate=2019-09-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190913005058/http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...730L...9L}}</ref>.

После открытия коричневых карликов улучшались и теоретические модели этих объектов. В частности, была подробнее описана их внутренняя структура с учётом более точного [[Уравнение состояния|уравнения состояния]] вещества в них и были разработаны более точные модели их [[Звёздная атмосфера|атмосфер]], учитывающие, среди прочего, наличие пыли и облаков. В результате были получены более детальные модели эволюции коричневых карликов{{Sfn|Joergens|2014|pp=141—157}}.

Открытию большого числа коричневых карликов поспособствовали обзоры неба в [[Инфракрасное излучение|инфракрасной области спектра]], такие как [[Deep Near Infrared Survey|DENIS]], [[2MASS]] и [[SDSS]], а также {{Не переведено 3|UKIRT Infrared Deep Sky Survey|UKIDSS}}<ref name=":2" />. Большое количество холодных коричневых карликов было открыто космическим инфракрасным телескопом [[WISE]]. По данным на 2019 год, известно более 11 тысяч коричневых карликов<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.489.5301C|автор=Carnero Rosell A., Santiago B., dal Ponte B., Burningham B., da Costa L. N.|заглавие=Brown dwarf census with the Dark Energy Survey year 3 data and the thin disc scale height of early L types|язык=en|год=2019|месяц=11|день=1|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|место=N. Y.|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|том=489|страницы=5301–5325|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stz2398|access-date=2021-06-26|archive-date=2021-07-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20210713160522/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.489.5301C/abstract|deadlink=no|archivedate=2021-07-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210713160522/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.489.5301C/abstract}}</ref>.

== Примечания ==

=== Комментарии ===
{{Примечания|group=комм.}}

=== Источники ===
{{Примечания}}

== Литература ==
{{Навигация}}
* {{Книга|ref=Gray, Corbally|ссылка=https://books.google.ru/books?id=S_Sh1i226wwC&printsec=frontcover#v=onepage&q&f=false|автор=Gray R. O., Corbally C. J.|заглавие=Stellar spectral classification|год=2009|место=Princeton; Woodstock|издательство=[[Princeton University Press]]|allpages=592|isbn=978-0-691-12510-7}}
* {{Книга|ref=Joergens|ссылка=https://www.google.ru/books/edition/50_Years_of_Brown_Dwarfs/VNA-AgAAQBAJ?hl=ru&gbpv=0|автор=Joergens V.|заглавие=50 Years of Brown Dwarfs: from Theoretical Prediction to Astrophysical Studies|год=2014|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|allpages=168|isbn=978-3-319-01161-5}}

{{Внешние ссылки}}
{{Звёзды}}
{{Спектральная классификация звёзд}}
{{Избранная статья|Астрономия}}

[[Категория:Звёздная эволюция]]
[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Коричневые карлики|*]]