18.2: قياس الكتل النجمية

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197071

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

تمييز الأنواع المختلفة لأنظمة النجوم الثنائية
افهم كيف يمكننا تطبيق نسخة نيوتن من قانون كيبلر الثالث لاشتقاق مجموع كتل النجوم في نظام النجوم الثنائية
قم بتطبيق العلاقة بين الكتلة النجمية واللمعان النجمي لتحديد الخصائص الفيزيائية للنجم

تعد كتلة النجم - كمية المواد التي يحتوي عليها - واحدة من أهم خصائصه. إذا عرفنا كتلة النجم، كما سنرى، يمكننا تقدير المدة التي سيشرق فيها النجم وما سيكون مصيره النهائي. ومع ذلك، من الصعب جدًا قياس كتلة النجم بشكل مباشر. بطريقة ما، نحتاج إلى وضع نجمة على المكافئ الكوني للمقياس.

لحسن الحظ، لا تعيش جميع النجوم مثل الشمس، بمعزل عن النجوم الأخرى. ما يقرب من نصف النجوم عبارة عن نجوم ثنائية - نجمان يدوران حول بعضهما البعض وتربطهما الجاذبية. يمكن حساب كتل النجوم الثنائية من قياسات مداراتها، تمامًا كما يمكن اشتقاق كتلة الشمس عن طريق قياس مدارات الكواكب المحيطة بها (انظر المدارات والجاذبية).

نجوم ثنائية

قبل أن نناقش بمزيد من التفصيل كيف يمكن قياس الكتلة، سنلقي نظرة عن كثب على النجوم التي تأتي في أزواج. تم اكتشاف أول نجم ثنائي في عام 1650، أي بعد أقل من نصف قرن من بدء غاليليو في مراقبة السماء باستخدام التلسكوب. لاحظ عالم الفلك الإيطالي جون باتيست ريتشولي (1598-1671) أن النجم ميزار، في منتصف مقبض بيج ديبر، ظهر من خلال منظاره كنجمتين. منذ هذا الاكتشاف، تم فهرسة آلاف النجوم الثنائية. (يسمي علماء الفلك أي زوج من النجوم التي تبدو قريبة من بعضها البعض في السماء بالنجوم المزدوجة، ولكن لا تشكل كل هذه النجوم ثنائيًا حقيقيًا، أي أنها ليست كلها مرتبطة جسديًا. بعضها مجرد محاذاة عرضية للنجوم التي تقع بالفعل على مسافات مختلفة عنا.) على الرغم من أن النجوم تأتي في الغالب في أزواج، إلا أن هناك أيضًا أنظمة ثلاثية ورباعية.

أحد النجوم الثنائية المعروفة هو Castor، الموجود في كوكبة الجوزاء. بحلول عام 1804، لاحظ عالم الفلك ويليام هيرشل، الذي اكتشف أيضًا كوكب أورانوس، أن المكون الخافت في كاستور قد غير موقعه قليلاً بالنسبة للمكون الأكثر إشراقًا. (نستخدم مصطلح «المكون» ليعني عضوًا في نظام النجوم.) هنا دليل على أن أحد النجوم كان يتحرك حول نجم آخر. كان في الواقع أول دليل على وجود تأثيرات الجاذبية خارج النظام الشمسي. تظهر الحركة المدارية لنجم ثنائي في الشكل\(\PageIndex{1}\). يُطلق على نظام النجوم الثنائي الذي يمكن من خلاله رؤية كلا النجمين باستخدام التلسكوب اسم النظام الثنائي المرئي.

بديل — \(\PageIndex{1}\)ثورة الشكل للنجم الثنائي. يوضِّح هذا الشكل سبع ملاحظات للثورة المتبادلة بين نجمين، أحدهما قزم بني والآخر قزم L فائق الروعة. كل نقطة حمراء في المدار، والتي تظهر بواسطة الشكل البيضاوي الأزرق، تتوافق مع موضع أحد الأقزام بالنسبة للآخر. السبب في أن زوج النجوم يبدو مختلفًا في التواريخ المختلفة هو أن بعض الصور تم التقاطها باستخدام تلسكوب هابل الفضائي والبعض الآخر تم التقاطه من الأرض. تشير الأسهم إلى الملاحظات الفعلية التي تتوافق مع مواضع كل نقطة حمراء. من خلال هذه الملاحظات، قام فريق دولي من علماء الفلك بقياس كتلة نجم قزم بني فائق البرودة لأول مرة. بالكاد بحجم كوكب المشتري، يزن النجم القزم 8.5٪ فقط من كتلة شمسنا.

اكتشف إدوارد سي بيكرينغ (1846-1919)، في جامعة هارفارد، فئة ثانية من النجوم الثنائية في عام 1889 - فئة تُرى فيها نجمة واحدة فقط بشكل مباشر. كان يفحص طيف ميزار ووجد أن خطوط الامتصاص المظلمة في طيف النجم الأكثر إشراقًا عادة ما تكون مزدوجة. لم يكن هناك فقط سطرين يرى فيهما علماء الفلك عادةً سطرًا واحدًا فقط، ولكن تباعد الخطوط كان يتغير باستمرار. في بعض الأحيان، أصبحت الخطوط مفردة. استنتج بيكرينج بشكل صحيح أن المكون الأكثر إشراقًا في ميزار، المسمى Mizar A، هو في حد ذاته نجمان يدوران حول بعضهما البعض في فترة 104 يومًا. يُطلق على نجم مثل Mizar A، الذي يظهر كنجم واحد عند تصويره أو ملاحظته بصريًا من خلال التلسكوب، ولكن يُظهر التحليل الطيفي أنه نجم مزدوج حقًا، اسم الثنائي الطيفي.

ميزار، بالمناسبة، هو مثال جيد على مدى تعقيد أنظمة النجوم هذه. تشتهر ميزار منذ قرون بوجود رفيق خافت يسمى Alcor، والذي يمكن رؤيته بدون تلسكوب. يشكل Mizar و Alcor مزدوجًا بصريًا - زوج من النجوم التي تظهر بالقرب من بعضها البعض في السماء ولكنها لا تدور حول بعضها البعض. من خلال التلسكوب، كما اكتشف ريتشولي في عام 1650، يمكن رؤية ميزار ليكون لديه رفيق آخر أقرب يدور حوله؛ وبالتالي فإن الميزار هو ثنائي بصري. المكونان اللذان يشكلان هذا الثنائي المرئي، والمعروف باسم Mizar A و Mizar B، كلاهما ثنائيات طيفية. لذا، فإن Mizar هو حقًا نظام رباعي من النجوم.

بالمعنى الدقيق للكلمة، ليس من الصحيح وصف حركة نظام نجمي ثنائي بالقول إن أحد النجوم يدور حول الآخر. الجاذبية هي عامل جذب متبادل. يمارس كل نجم قوة جاذبية على الآخر، مما يؤدي إلى أن يدور كلا النجمين حول نقطة بينهما تسمى مركز الكتلة. تخيل أن النجمين يجلسان في أي من طرفي الأرجوحة. النقطة التي يجب أن تقع عندها نقطة الارتكاز حتى تتوازن الأرجوحة هي مركز الكتلة، وهي دائمًا أقرب إلى النجم الأكثر ضخامة (الشكل\(\PageIndex{2}\)).

\(\PageIndex{3}\)يوضِّح الشكل نجمتين (A وB) يتحركان حول مركز كتلتهما، جنبًا إلى جنب مع خط واحد في طيف كل نجمة نلاحظها من النظام في أوقات مختلفة. عندما يقترب أحد النجوم منا بالنسبة إلى مركز الكتلة، ينحسر النجم الآخر منا. في الرسم التوضيحي العلوي الأيسر، يتحرك النجم A باتجاهنا، وبالتالي فإن الخط في طيفه يتحول إلى دوبلر باتجاه الطرف الأزرق من الطيف. يتحرك النجم B بعيدًا عنا، لذا يُظهر خطه تحولًا إلى اللون الأحمر. عندما نلاحظ الطيف المركب للنجمتين، يظهر الخط مزدوجًا. عندما يتحرك النجمان عبر خط رؤيتنا (ليس بعيدًا عنا ولا نحونا)، يكون لكل منهما نفس السرعة الشعاعية (مركز كتلة الزوج)؛ وبالتالي، تتجمع الخطوط الطيفية للنجمين معًا. يظهر هذا في الرسمين الإيضاحيين السفليين في الشكل\(\PageIndex{3}\).

يسمى الرسم البياني الذي يوضح كيفية تغير سرعات النجوم بمرور الوقت بمنحنى السرعة الشعاعية؛ ويظهر منحنى النظام الثنائي في الشكل\(\PageIndex{3}\) في الشكل\(\PageIndex{4}\).

تتيح لك هذه الرسوم المتحركة متابعة مدارات نظام نجمي ثنائي في مجموعات مختلفة من كتل النجمين.

الكتل من مدارات النجوم الثنائية

يمكننا تقدير كتل أنظمة النجوم الثنائية باستخدام إعادة صياغة نيوتن لقانون كيبلر الثالث (تمت مناقشته في قانون نيوتن العالمي للجاذبية). وجد كيبلر أن الوقت الذي يستغرقه الكوكب للالتفاف حول الشمس مرتبط بصيغة رياضية محددة ببعده عن الشمس. في حالة النجوم الثنائية لدينا، إذا كان هناك جسمان في ثورة متبادلة، فإن الفترة (\(P\)) التي يدور فيها كل منهما حول الآخر مرتبطة بالمحور شبه الرئيسي (\(D\)) لمدار أحدهما بالنسبة للآخر، وفقًا لهذه المعادلة

\[D^3= \left( M_1+M_2 \right) P^2 \nonumber\]

حيث\(D\) يوجد بالوحدات الفلكية، ويقاس بالسنوات،\(M_1 + M_2\) وهو مجموع كتلتي النجمين بوحدات كتلة الشمس.\(P\) هذه صيغة مفيدة جدًا لعلماء الفلك؛ فهي تقول إنه إذا استطعنا ملاحظة حجم المدار وفترة الثورة المتبادلة للنجوم في نظام ثنائي، فيمكننا حساب مجموع كتلتها.

تحتوي معظم الثنائيات الطيفية على فترات تتراوح من بضعة أيام إلى بضعة أشهر، مع فصل أقل عادة من 1 AU بين النجوم الأعضاء فيها. تذكر أن الاتحاد الأفريقي هو المسافة من الأرض إلى الشمس، لذا فإن هذا فاصل صغير ويصعب جدًا رؤيته على مسافات النجوم. هذا هو السبب في أن العديد من هذه الأنظمة معروفة بأنها مزدوجة فقط من خلال دراسة متأنية لأطيافها.

يمكننا تحليل منحنى السرعة الشعاعية (مثل الموجود في الشكل\(\PageIndex{4}\)) لتحديد كتل النجوم في ثنائي طيفي. هذا أمر معقد من الناحية العملية ولكنه ليس صعبًا من حيث المبدأ. نقيس سرعات النجوم من تأثير دوبلر. ثم نحدد الفترة - المدة التي تستغرقها النجوم لخوض دورة مدارية - من منحنى السرعة. إن معرفة مدى سرعة تحرك النجوم والوقت الذي تستغرقه للتجول يخبرنا بمحيط المدار، وبالتالي فصل النجوم بالكيلومترات أو الوحدات الفلكية. من قانون كيبلر، تسمح لنا الفترة والفصل بحساب مجموع كتل النجوم.

بالطبع، معرفة مجموع الكتل ليست مفيدة مثل معرفة كتلة كل نجم على حدة. لكن السرعات المدارية النسبية للنجمين يمكن أن تخبرنا عن مقدار الكتلة الكلية لكل نجم. كما رأينا في تشبيهنا المتأرجح، يكون النجم الأكبر حجمًا أقرب إلى مركز الكتلة وبالتالي يكون له مدار أصغر. لذلك، يتحرك ببطء أكثر للتنقل في نفس الوقت مقارنة بالنجم الأكثر بعدًا ذي الكتلة المنخفضة. إذا قمنا بفرز السرعات بالنسبة لبعضنا البعض، يمكننا فرز الكتل بالنسبة لبعضنا البعض. من الناحية العملية، نحتاج أيضًا إلى معرفة كيفية توجيه النظام الثنائي في السماء إلى خط رؤيتنا، ولكن إذا فعلنا ذلك، وتم تنفيذ الخطوات الموصوفة للتو بعناية، فإن النتيجة هي حساب كتل كل من النجمين في النظام.

وللتلخيص، فإن القياس الجيد لحركة نجمين حول مركز مشترك للكتلة، إلى جانب قوانين الجاذبية، يسمح لنا بتحديد كتل النجوم في هذه الأنظمة. تعتبر قياسات الكتلة هذه ضرورية للغاية لتطوير نظرية حول كيفية تطور النجوم. واحدة من أفضل الأشياء في هذه الطريقة هي أنها مستقلة عن موقع النظام الثنائي. إنه يعمل أيضًا مع النجوم التي تبعد 100 سنة ضوئية عنا كما هو الحال بالنسبة لأولئك الموجودين في جوارنا المباشر.

لنأخذ مثالاً محددًا، يعد Sirius أحد النجوم الثنائية القليلة في الملحق J والتي لدينا معلومات كافية عنها لتطبيق قانون Kepler الثالث:

\[D^3= \left( M_1+M_2 \right) P^2 \nonumber\]

في هذه الحالة، يتم فصل النجمين، الذي نسميه عادة سيريوس ورفيقه الخافت جدًا، بحوالي 20 AU ولديهما فترة مدارية تبلغ حوالي 50 عامًا. إذا وضعنا هذه القيم في الصيغة التي سنحصل عليها

\[\begin{array}{l} (20)^3= \left( M_1+M_2 \right) (50)^2 \\ 8000= \left( M_1+M_2 \right) (2500) \end{array} \nonumber\]

يمكن حل هذا لمجموع الجماهير:

\[M_1+M_2= \frac{8000}{2500}=3.2 \nonumber\]

ولذلك، فإن مجموع كتلي النجمين في نظام سيريوس الثنائي يساوي 3.2 أضعاف كتلة الشمس. من أجل تحديد الكتلة الفردية لكل نجم، سنحتاج إلى سرعات النجمين واتجاه المدار بالنسبة لخط رؤيتنا.

نطاق الكتل النجمية

كم يمكن أن تكون كتلة النجم؟ النجوم الأكثر ضخامة من الشمس نادرة. لا تزيد كتلة أي من النجوم التي تقع على بعد 30 سنة ضوئية من الشمس عن أربعة أضعاف كتلة الشمس. أدت عمليات البحث على مسافات كبيرة من الشمس إلى اكتشاف عدد قليل من النجوم التي تصل كتلتها إلى حوالي 100 مرة من كتلة الشمس، وقد تحتوي حفنة من النجوم (بضعة من عدة مليارات) على كتل كبيرة تصل إلى 250 كتلة شمسية. ومع ذلك، فإن معظم النجوم لها كتلة أقل من الشمس.

وفقًا للحسابات النظرية، فإن أصغر كتلة يمكن أن يمتلكها النجم الحقيقي هي حوالي 1/12 من كتلة الشمس. يعني علماء الفلك بالنجم «الحقيقي» النجم الذي يصبح ساخنًا بدرجة كافية لدمج البروتونات لتكوين الهيليوم (كما تمت مناقشته في The Sun: A Nuclear Powerhouse). قد تنتج الأجسام ذات الكتل التي تتراوح كتلتها بين 1/100 و 1/12 تقريبًا طاقة الشمس لفترة وجيزة عن طريق التفاعلات النووية التي تتضمن الديوتيريوم، لكنها لا تصبح ساخنة بدرجة كافية لدمج البروتونات. هذه الأجسام متوسطة الكتلة بين النجوم والكواكب وقد سميت باسم الأقزام البنية (الشكل\(\PageIndex{5}\)). تتشابه الأقزام البنية مع المشتري في نصف قطرها ولكن كتلتها أكبر بحوالي 13 إلى 80 مرة من كتلة المشتري. ²

تُظهر هذه الصور، التي التقطت بواسطة تلسكوب هابل الفضائي، المنطقة المحيطة بمجموعة نجوم ترابيزيوم داخل المنطقة المكونة للنجوم والتي تسمى سديم أوريون. (أ) لا تظهر أي أقزام بنية اللون في صورة الضوء المرئي، سواء لأنها تطلق القليل جدًا من الضوء في المرئي أو لأنها مخفية داخل غيوم الغبار في هذه المنطقة. (ب) تم التقاط هذه الصورة بالأشعة تحت الحمراء، والتي يمكن أن تشق طريقها إلينا عبر الغبار. الأجسام الأقل شأنا في هذه الصورة هي الأقزام البنية التي تتراوح كتلتها بين 13 و80 ضعف كتلة المشتري. (مصدر: ناسا، سي آر أوديل، إس كيه وونغ (جامعة رايس)؛ الاعتماد: وكالة ناسا، كيه إل لوهمان (مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية)، جي شنايدر، إي يونغ، جي ريكي، أ. كوتيرا، إتش تشين، إم ريكي، إم ريكي، آر طومسون (مرصد ستيوارد))

تسمى الأجسام الصغيرة التي لا تزال كتلتها أقل من 1/100 كتلة الشمس (أو 10 كتل جوبيتر) بالكواكب. قد تشع الطاقة التي تنتجها العناصر المشعة التي تحتويها، وقد تشع أيضًا الحرارة الناتجة عن الضغط ببطء تحت وزنها (عملية تسمى تقلص الجاذبية). ومع ذلك، فإن تصميماتها الداخلية لن تصل أبدًا إلى درجات حرارة عالية بما يكفي لحدوث أي تفاعلات نووية. كوكب المشتري، الذي تبلغ كتلته حوالي 1/1000 كتلة الشمس، هو بلا شك كوكب، على سبيل المثال. حتى التسعينيات، كان بإمكاننا فقط اكتشاف الكواكب في نظامنا الشمسي، ولكن الآن لدينا الآلاف منها في أماكن أخرى أيضًا. (سنناقش هذه الملاحظات المثيرة في ولادة النجوم واكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية.)

العلاقة بين الكتلة واللمعان

الآن بعد أن أصبح لدينا قياسات لخصائص العديد من أنواع النجوم المختلفة، يمكننا البحث عن العلاقات بين الخصائص. على سبيل المثال، يمكننا أن نسأل ما إذا كانت كتلة النجم ولمعانه مرتبطان. اتضح أنه بالنسبة لمعظم النجوم، فهي: النجوم الأكثر ضخامة تكون عمومًا أكثر سطوعًا. تظهر هذه العلاقة، المعروفة باسم علاقة الكتلة المضيئة، بيانياً في الشكل\(\PageIndex{6}\). تمثل كل نقطة نجمًا يعرف كل من كتلته ولمعانه. يوضِّح الموضع الأفقي على الرسم البياني كتلة النجم، المُعطاة بوحدات كتلة الشمس، ويُظهر الموضع الرأسي لمعانه بوحدات لمعان الشمس.

يمكننا أيضًا قول هذا من الناحية الرياضية.

\[L \sim M^{3.9} \nonumber\]

من التقريب الجيد إلى حد معقول القول بأن اللمعان (المعبر عنه بوحدات لمعان الشمس) يختلف كقوة رابعة للكتلة (بوحدات كتلة الشمس). (الرمز ~ يعني أن الكميتين متناسبتان.) إذا اختلف نجمان في الكتلة بعامل 2، فإن الكتلة الأكبر ستكون 2 ⁴، أو حوالي 16 مرة أكثر سطوعًا؛ إذا كان نجم يساوي 1/3 كتلة الآخر، فسيكون مضيئًا بمقدار 81 مرة تقريبًا.

مثال\(\PageIndex{1}\): حساب الكتلة من لمعان النجم

يمكن إعادة كتابة صيغة اللمعان الشامل بحيث يمكن تحديد قيمة الكتلة إذا كان اللمعان معروفًا.

الحل

أولاً، يجب علينا تصحيح وحداتنا من خلال التعبير عن كل من كتلة النجم ولمعانه بوحدات كتلة الشمس ولمعانها:

\[L/L_{\text{Sun}}= \left( M/M_{\text{Sun}} \right)^4 \nonumber\]

الآن يمكننا أخذ الجذر الرابع لكلا الجانبين، وهو ما يعادل أخذ كلا الجانبين إلى قوة 1/4 = 0.25. ستكون الصيغة في هذه الحالة:

\[M/M_{\text{Sun}} = \left( L/L_{\text{Sun}} \right)^{0.25}= \left(L/L_{\text{Sun}} \right)^{0.25} \nonumber\]

التمارين\(\PageIndex{1}\)

في القسم السابق، حددنا مجموع كتلتي النجمين في نظام سيريوس الثنائي (سيريوس ورفيقه الخافت) باستخدام قانون كيبلر الثالث ليكون 3.2 كتلة شمسية. باستخدام علاقة الكتلة واللمعان، احسب كتلة كل نجم على حدة.

إجابة

في الملحق J، تم إدراج سيريوس بدرجة لمعان 23 مرة من الشمس. يمكن إدراج هذه القيمة في علاقة اللمعان الشامل للحصول على كتلة Sirius:\(M/M_{\text{Sun}}=23^{0.25}=2.2\)

ثم تكون كتلة النجم المصاحب لسيريوس هي الكتلة\(3.2 – 2.2 = 1.0\) الشمسية.

لاحظ مدى جودة علاقة اللمعان الشامل هذه. تقع معظم النجوم (انظر الشكل\(\PageIndex{6}\)) على طول خط يمتد من الزاوية السفلية اليسرى (الكتلة المنخفضة، اللمعان المنخفض) من الرسم التخطيطي إلى الزاوية العلوية اليمنى (الكتلة العالية والإضاءة العالية). يخضع حوالي 90٪ من جميع النجوم لعلاقة اللمعان الشامل. في وقت لاحق، سوف نستكشف سبب وجود مثل هذه العلاقة وما يمكننا تعلمه من حوالي 10٪ من النجوم الذين «يعصونها».

المفاهيم الأساسية والملخص

يمكن تحديد كتل النجوم من خلال تحليل مدار النجوم الثنائية - نجمان يدوران حول مركز مشترك للكتلة. في الثنائيات المرئية، يمكن رؤية النجمين بشكل منفصل في التلسكوب، بينما في النظام الثنائي الطيفي، يكشف الطيف فقط عن وجود نجمين. تتراوح الكتل النجمية من حوالي 1/12 إلى أكثر من 100 ضعف كتلة الشمس (في حالات نادرة، تصل إلى 250 ضعف كتلة الشمس). الأجسام التي تتراوح كتلتها بين 1/12 و 1/100 من كتلة الشمس تسمى الأقزام البنية. الأجسام التي لا يمكن أن تحدث فيها تفاعلات نووية هي الكواكب. تكون النجوم الأكثر ضخامة، في معظم الحالات، هي أيضًا الأكثر إضاءة، ويُعرف هذا الارتباط بعلاقة اللمعان الشامل.

الحواشي

¹ مكان وضع الخط الفاصل بين الكواكب والأقزام البنية بالضبط هو موضوع بعض الجدل بين علماء الفلك أثناء كتابة هذا الكتاب (كما هو، في الواقع، التعريف الدقيق لكل من هذه الكائنات). حتى أولئك الذين يقبلون اندماج الديوتيريوم (انظر ولادة النجوم واكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية) باعتباره القضية الحاسمة للأقزام البنية يعترفون بأنه، اعتمادًا على تكوين النجم وعوامل أخرى، يمكن أن تكون أقل كتلة لمثل هذا القزم في أي مكان من 11 إلى 16 كتلة من كوكب المشتري.

مسرد المصطلحات

نجوم ثنائية: نجمان يدوران حول بعضهما البعض

قزم بني: جسم متوسط الحجم بين كوكب ونجم؛ يتراوح نطاق الكتلة التقريبي من حوالي 1/100 من كتلة الشمس حتى الحد الأدنى للكتلة للتفاعلات النووية المكتفية ذاتيًا، وهو حوالي 1/12 من كتلة الشمس

علاقة الكتلة واللمعان: العلاقة الملحوظة بين الكتل والإضاءة للعديد من النجوم (90٪ من الكل)

ثنائي طيفي: نجمة ثنائية لا يتم فيها حل المكونات ولكن يتم تحديد طبيعتها الثنائية من خلال الاختلافات الدورية في السرعة الشعاعية، مما يشير إلى الحركة المدارية

نظام ثنائي مرئي: نجمة ثنائية يتم فيها حل المكونين تلسكوبيًا