小質量星の大気構造と観測特性:M型矮星から褐色矮星へ

低质量恒星的大气结构和观测特性：从M型矮星到褐矮星

• 批准号: 07640350
• 负责人: 辻 隆
• 金额: $ 1.66万
• 依托单位: The University of Tokyo
• 依托单位国家: 日本
• 项目类别: Grant-in-Aid for Scientific Research (C)
• 财政年份: 1995
• 资助国家: 日本
• 起止时间: 1995 至 1997
• 项目状态: 已结题
• 来源: https://kaken.nii.ac.jp/grant/KAKENHI-PROJECT-07640350/
• 关键词: 小質量星; M型矮星; 褐色矮星; ダスト; 分子; 大気構造; 非灰色大気モデル; 幅射スペクトル分布; 炭素矮星; 赤外スペクトル; ダ-クスター

赤色・褐色矮星などの小質量大気の低温・高圧下では熱平衡のもとでは2,000Kですでにガスから固体への相転移が起る。分子のみを考慮したモデルでは分子吸収の強い非灰色性により星の表面温度は極めて低くなるが,ダストが星大気の上層部に形成されると,ほぼ連続的で分子吸収よりも桁違いに強い吸収が大気上層を覆うため大気の温度は大幅に上昇する. このためダストの形成はダスト自身により抑えられるが,それでも形成される少量のダストにより大気構造は大きく変化し,そのSEDもダストに大きく支配される.現在までに知られた晩期M型矮星や最近発見されたの褐色矮星を含む小質量星の色は,全てこれらのダストモデルから予測されるように赤く,またスペクトルにもダストが存在することを示す効果が観測される. このことは,かなり多くの褐色矮星を含む小質量星の大気にダストが存在することを意味する。このことは、これらの天体大気に形成されたダストの寿命が極めて永いことを示すが、これはとりも直さずダストがガスと詳細平衡にあることを意味する。しかし、最近中島らにより発見されたより低温で正真正銘の褐色矮星Gliese 229Bには見かけ上ダストは観測されないが、ここではダストの分離、即ち非可逆過程が始まり、ダストはガスから分離し雲の形で存在するものと考えられる. 従ってネダスト雲の間隙から流出したメタンなどの揮発性ガスが大気上層を満たすためネダストは観測されずむしろ分子ガスのスペクトルが再び優勢となるものと考えられる. 褐色矮星にはダスト及び分子のスペクトルが各々支配的である2種類が存在するが、これらは我々のモデルにより明確に説明される。これらのモデル・グリッドを完成した。

The reddish brown dwarf star has a small amount, a large quantity, a low temperature and high temperature, a balance, a balance, a 2000K temperature, a solid phase shift and a phase shift. The molecular absorption is very strong, the surface temperature of the star is low, the surface temperature of the star is low, the upper part of the star is formed, the molecular absorption truss of the link is strong, and the temperature is large. The reason for the formation of this is the formation of a small amount of information, such as the formation of a small amount of information, the formation of a small amount of information, the formation of a large scale, the formation of a small amount of water, the formation of a large scale, the formation of a small amount of space, the formation of a large scale, the formation of a small amount of It is now known that the M-type dwarf star in this period has recently seen that the brown dwarf star contains a small amount of star color, and the whole picture shows that the color of the star is red. The brown dwarf contains a small quantity of stars, a large number of stars, a large number of stars, and a small number of stars. The formation of the celestial body, the life span of the celestial body. Recently, we have seen that the brown dwarf star Gliese 229B is not a brown dwarf star. You can see that the brown dwarf star, the brown dwarf, the brown dwarf. There is a gap between the two parts of the building, and there is a gap between the two. The brown dwarf star and the molecular satellite dominate the class 2 of the brown dwarf star, which makes it clear and clear. Please tell me how to finish the job.

项目成果

Jones,H.R.A. and Tsuji,T.: "Spectral evidence for dust in late-type M dwarfs" Astrophys.J.480. L39-L41 (1997)

琼斯，H.R.A.

Tsuji,T.: "Substellar astronomy as a new tool of cosmology" Proc.Origin of Matter and Evolution of Galaxies (Atami,Japan;Jan.1996) eds.T.Kajino,S.Kubono,and Y.Yoshii,World Scientific. 124-133 (1997)

Tsuji,T.：“Substellar astronomy as a new tool of cosmology”Proc.Origin of Matter and Evolution of Galaxies（日本热海；1996 年 1 月）eds.T.Kajino、S.Kubono 和 Y.Yoshii，世界科学

Tsuji,T.: "Dust Formation in Stellar Photospheres: The Case of Carbon Stars from Dwarf to AGB" Proc.IAU Symposium 177: The Carbon Star Phenomenon (Antalya,Turkey;May,1996)ed.R.F.Wing,Kluwer. (in press). (1998)

Tsuji,T.：“恒星光球层中的尘埃形成：从矮星到 AGB 的碳星案例”Proc.IAU 研讨会 177：碳星现象（土耳其安塔利亚；1996 年 5 月）ed.R.F.Wing，Kluwer。

Tsuji,T., Ohnaka,K., Aoki,W., Nakajima,T.: "Evolution of dusty photospheres through red to brown dwarfs: how dust forms in very low mass stars" Astron.Astrophys.308. L29-L31 (1996)

Tsuji,T.、Ohnaka,K.、Aoki,W.、Nakajima,T.：“尘埃光球层从红矮星到棕矮星的演化：尘埃如何在极低质量恒星中形成”Astron.Astrophys.308。

T.Tsuji: "Evolution of dusty photosphere through red to brown dwarfs" Astron & Astrophys. 308・2. L29-L32 (1996)

T.Tsuji：“从红矮星到棕矮星的尘埃光球层演化”Astron & Astrophys 308・2 (1996)。