第17章星の光を分析するAnalyzing Starlight

The scheme devised by Cannon worked well until 1988, when astronomers began to discover objects even cooler than M9-type stars. We use the word object because many of the new discoveries are not true stars. A star is defined as an object that during some part of its lifetime derives 100% of its energy from the same process that makes the Sun shine—the fusion of hydrogen nuclei (protons) into helium. Objects with masses less than about 7.5% of the mass of our Sun (about 0.075 M_Sun) do not become hot enough for hydrogen fusion to take place. Even before the first such “failed star” was found, this class of objects, with masses intermediate between stars and planets, was given the name brown dwarfs.

キャノンが考案した分類方式は、M9型の恒星よりさらに低温の天体が発見され始めた1988年まで、うまく機能した。ここで「天体」という言葉を使うのは、新発見の多くが本当の恒星ではないからである。恒星とは、その一生のどこかの時期に、太陽を輝かせているのと同じ過程、すなわち水素原子核である陽子がヘリウムへ融合する過程から、エネルギーの100%を得る天体と定義される。質量が太陽の約7.5%未満、すなわち約0.075 M☉未満の天体は、水素核融合が起きるほど高温にならない。このような「恒星になりそこねた天体」が初めて見つかる前から、恒星と惑星の中間の質量をもつこの種の天体には、褐色矮星という名前が与えられていた。

Brown dwarfs are very difficult to observe because they are extremely faint and cool, and they put out most of their light in the infrared part of the spectrum. It was only after the construction of very large telescopes, like the Keck telescopes in Hawaii, and the development of very sensitive infrared detectors, that the search for brown dwarfs succeeded. The first brown dwarf was discovered in 1988, and, since then, thousands of others have been found.

褐色矮星は極めて暗く低温で、その光の大部分をスペクトルの赤外領域で放つため、観測が非常に難しい。ハワイのケック望遠鏡のような巨大望遠鏡が建設され、非常に高感度の赤外線検出器が開発されて、初めて褐色矮星の探索は成功した。最初の褐色矮星は1988年に発見され、その後は数千個が見つかっている。

Initially, brown dwarfs were given spectral classes like M10⁺ or “much cooler than M9,” but so many are now known that it is possible to begin assigning spectral types. The hottest brown dwarfs are given types L0–L9 (temperatures in the range 2400–1300 K), whereas still cooler (1300–700 K) objects are given types T0–T9 (see Figure 17.8). In class L brown dwarfs, the lines of titanium oxide, which are strong in M stars, have disappeared. This is because the L dwarfs are so cool that atoms and molecules can gather together into dust particles in their atmospheres; the titanium is locked up in the dust grains rather than being available to form molecules of titanium oxide. Lines of steam (hot water vapor) are present, along with lines of carbon monoxide and neutral sodium, potassium, cesium, and rubidium. Methane (CH₄) lines are strong in class-T brown dwarfs, as methane exists in the atmosphere of the giant planets in our own solar system.

当初、褐色矮星にはM10+や「M9よりはるかに低温」といったスペクトル型が与えられた。しかし今では十分な数が知られるようになり、スペクトル型を割り当て始められるようになった。最も高温の褐色矮星にはL0〜L9型、温度にして2400〜1300 Kが、さらに低温の1300〜700 Kの天体にはT0〜T9型が与えられる（図17.8）。L型褐色矮星では、M型恒星で強かった酸化チタンの線が消えている。L型矮星は非常に低温で、大気中の原子や分子が集まって塵粒子を作れるからだ。チタンは塵の粒の中に閉じ込められ、酸化チタンの分子を作るのに使えなくなる。水蒸気、すなわち熱い気体の水の線が、一酸化炭素や、電離していないナトリウム、カリウム、セシウム、ルビジウムの線とともに現れる。T型褐色矮星ではメタン（CH₄）の線が強い。太陽系の巨大惑星の大気にも、同じようにメタンが存在する。

In 2009, astronomers discovered ultra-cool brown dwarfs with temperatures of 500–600 K. These objects exhibited absorption lines due to ammonia (NH₃), which are not seen in T dwarfs. A new spectral class, Y, was created for these objects. As of 2021, over 50 brown dwarfs belonging to spectral class Y have been discovered, some with temperatures comparable to that of the human body (about 300 K).The record-holder for the coldest Type Y dwarf is WISE 0855-0714, at around 250 K.

2009年、天文学者は温度500〜600 Kという超低温の褐色矮星を発見した。これらの天体には、T型矮星には見られないアンモニア（NH₃）による吸収線が現れた。そのため、新たなスペクトル型Yが設けられた。2021年時点で、Y型に属する褐色矮星は50個以上見つかっており、人間の体温に近い約300 Kのものもある。最も低温のY型矮星の記録をもつのは、約250 KのWISE 0855-0714である。

Most brown dwarfs start out with atmospheric temperatures and spectra like those of true stars with spectral classes of M6.5 and later, even though the brown dwarfs are not hot and dense enough in their interiors to fuse hydrogen. In fact, the spectra of brown dwarfs and true stars are so similar from spectral types late M through L that it is not possible to distinguish the two types of objects based on spectra alone. An independent measure of mass is required to determine whether a specific object is a brown dwarf or a very low mass star. Since brown dwarfs cool steadily throughout their lifetimes, the spectral type of a given brown dwarf changes with time over a billion years or more from late M through L, T, and Y spectral types.

ほとんどの褐色矮星は、誕生時にはM6.5型以降の本当の恒星に似た大気温度とスペクトルをもつ。しかし内部は、水素の核融合に必要なほど高温・高密度ではない。実際、後期M型からL型では、褐色矮星と本当の恒星のスペクトルが非常によく似ているため、スペクトルだけで両者を区別することはできない。ある天体が褐色矮星なのか、質量が非常に小さい恒星なのかを決めるには、独立した質量測定が必要である。褐色矮星は一生を通じて着実に冷えていくため、一つの褐色矮星のスペクトル型も、10億年以上の時間とともに、後期M型からL、T、Y型へと変わっていく。