הצגת המקור של הדף "ננס חום"

[[קובץ:Brown_Dwarf_Gliese_229B.jpg|שמאל|ממוזער|250px|הננס החום [[גליזה 229B]] (האובייקט הקטן) מקיף את ה[[כוכב]] [[גליזה 229]] הממוקם ב[[ארנבת (קבוצת כוכבים)|קבוצת ארנבת]], לגליזה 229B{{כ}} 20-50 [[מסת צדק|מסות צדק]]]]
'''ננס חום''' (Brown Dwarf, מכונה גם Failed Star - כוכב כושל{{הערה|1=ראו לדוגמה [http://arxiv.org/abs/1002.3073 בתקציר המאמר] }} או Ultracool Dwarf ובקיצור UCD{{הערה|שם=כוכבי לכת מסביב לננס קר מאד|[http://www.jstor.org/stable/10.1086/590506 מעקב ננסים קרים מאד באינפרא אדום קרוב: סיכוי לחיפוש אחר מעבר לוויינים], Cullen H. Blake ועמיתים, פורסם 30 במאי 2008}}) הוא [[גוף תת-כוכבי]] שגדול מ[[כוכב לכת]] וקטן מ[[כוכב]]. קיימות מספר דעות לגבי הגדרת ננס חום: הראשונה מסתמכת על כך שננס חום גדול דיו על מנת להתיך [[דאוטוריום]], אך לא גדול דיו על מנת להתיך מימן. הצעה אחרת היא להוסיף לדרישה זו מסה גדולה די הצורך להתיך את רוב הדאוטריום. הגדרה נוספת שהוצעה מצביעה על צירוף שתי תכונות - הראשונה שמדובר בגוף שנוצר מ[[ערפילית]] בתור הגוף המרכזי, ובנוסף, שיקיים חום מעטפת גבוה דיו ליצירת אטמוספירה. חישובים ראשוניים מעלים שגוף שמסתו פי 13 מזו של צדק יקיים היתוך דאוטריום, אם מסתו מעל 25 מסות צדק הוא יתיך בסופו של דבר את רוב הדאוטריום, ואם מסתו שמעל פי 65–70 ממסת צדק, עם טמפרטורת ליבה של כ-2 מיליון [[קלווין]] יתקיים גם היתוך של [[ליתיום]]. עם זאת, כפי שהוכח באסון [[קאסל בראבו]], פעולות היתוך בסביבת יסודות שונים עשויות להתחולל בטמפרטורות נמוכות מהצפוי.

לננסים חומים מאפיינים ייחודיים: [[הסעת חום]] מלאה מפני השטח של הננס ועד לליבתו, כך שאין הבדלים ב[[הרכב כימי|הרכב הכימי]] בעומקים שונים של הננס (תופעה שנצפית גם בכוכבים מתחת ל-0.3 [[מסת שמש|מסות שמש]]). סערות אדירות ב[[אטמוספירה]] של הננס וגשם ברזל.
למספר ננסים חומים ישנם [[כוכבי לכת חוץ-שמשיים|כוכבי לכת]] המקיפים אותם, כגון [[2M1207b]], [[MOA-2007-BLG-192Lb]], [[2MASS J044144b]]{{הערה|1=[http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/spitzer-20051020.html שפיצר גילה שכוכבי לכת יכולים להיווצר סביב ננסים חומים], אתר [[נאס"א]], [[2005]]}}{{הערה|שם=כוכבי לכת מסביב לננס קר מאד}}.

==היסטוריה==
[[קובץ:Brown Dwarf Binary CFBDSIR 1458+10.tif|ממוזער|250px|שמאל|ננס חום כפול CFBDSIR 1458+10]]
המונח ננס חום נטבע על ידי [[ג'יל טרטר]] בשנת 1975 (במקום המונח המקובל עד אז - ננס שחור) כדי לתאר גופים כהים תת-כוכביים שלא מסתובבים סביב כוכב אחר ומסתם נמוכה מכדי לקיים היתוך מימן בצורה יציבה. (כיום המושג [[ננס שחור]] משמש ל[[ננס לבן]] שהתקרר עד שהוא לא פולט חום או אור משמעותיים). שמות חלופיים שהוצעו הם Planetar (שילוב של Planet - [[כוכב לכת]] ו-Star - כוכב) ו-Substar (תת-כוכב).

תאוריות ראשוניות לגבי אופי כוכב בעל מסה נמוכה ולגבי המסה הנדרשת להיתוך מימן, שיערו שאובייקט בעל 0.07 מסות שמש ומטה מ[[מתכתיות|אוכלוסייה I]], או 0.09 מסות שמש מ[[מתכתיות|אוכלוסייה II]] לעולם לא ייכנס ל[[מחזור החיים של כוכב]], ויהיה כוכב מנוון לחלוטין{{הערה|1=[http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/147589 מבנה של כוכבים עם מסה מאד נמוכה],
Kumar, Shiv S., מאי 1963}} (שריפת הדאוטריום מעל ל-0.013 מסות שמש בננסים חומים התגלתה רק ב[[שנות ה-80 של המאה ה-20|שנות ה-80]] המאוחרות). לא נמצאו ננסים חומים באותן שנים מכיוון ש[[ספקטרום פליטה|ספקטרום הפליטה]] שלהם הוא בעיקר בתחום הספקטרום ה[[תת-אדום]] וכמעט ולא בתחום [[הספקטרום הנראה]]. מצפי התת-אדום הקרקעיים באותה תקופה היו לא מדויקים מספיק כדי לזהות ננסים חומים.

מאז הניסיונות הראשונים נעשו מספר חיפושים בשיטות שונות כדי למצוא ננסים חומים. בין השיטות שנוסו: מדידת שינויים ב[[מהירות רדיאלית]] (מהירות הגוף ביחס לצופה) של כוכבים כדי לאתר לוויינים קרובים, סקירת [[צביר כוכבים|צבירי כוכבים]] צעירים.

במשך שנים רבות כל הניסיונות למצוא ננסים חומים העלו חרס. עד שבשנת 1988, ה[[פרופסור]]ים [[אריק בקלין]] ו[[בן זקרמן]] מ[[אוניברסיטת קליפורניה בלוס אנג'לס]] חיפשו באמצעות [[אינפרא אדום]] ננסים לבנים, ומצאו [[לוויין]] עמום ל[[GD 165]]. ה[[ספקטרום]] של [[GD 165B]] (הלוויין) היה מאוד אדום ומסתורי, מראה שלא תאם את המצופה מ[[ננס אדום]]. התברר ש-GD 165B צריך להיות מסווג כאובייקט הרבה יותר קר מהננס האדום הכי קר שידוע. GD 165B נשאר ייחודי במשך כמעט עשור עד לתחילת פרויקט [[2MASS]]{{כ}} (Two Micron All Sky Survey- פרויקט לסקירת כל השמים בתת-אדום ב[[אורך גל]] 2 [[מיקרו (תחילית)|מיקרומטר]]), כשדייוי קירקפטריק מ[[המכון הטכנולוגי של קליפורניה]], וחוקרים נוספים מצאו גופים רבים נוספים בעלי ספקטרום ו[[צבע]] דומים.

כיום GD 165B מזוהה כ[[אב טיפוס|אבטיפוס]] למחלקה של אובייקטים שנקראים "ננסי L". הסיווג של ננסי L עדיין שנוי במחלוקת - האם הם ננסים חומים או ננסים אדומים בעלי מסה נמוכה מאוד, ומאד קשה על-פי הנתונים שנאספו עד כה להבחין בין שניהם.

מיד לאחר גילוי GD 165B, הוצעו מועמדים רבים נוספים לננסים חומים. אך התברר שננסים חומים צעירים יחסית (עד מיליארד שנה) לעיתים בהירים וחמים ברמה דומה לחלק מהכוכבים, ולכן דרושים מאפיינים ייחודיים אחרים כדי להבדיל בין ננס חום לכוכב. אחת מהשיטות היא בדיקת אחוז הליתיום בכוכב. בעוד שכוכב רגיל מכלה ב[[היתוך גרעיני]] את הליתיום בתוך כמיליון שנה, לננס חום אין טמפרטורת ליבה מספיק גבוהה כדי להתיך ליתיום ולכן זיהוי ליתיום באובייקט מבטיח זיהוי וודאי. על ידי בדיקת ליתיום התברר שרבים מהמועמדים אינם ננסים חומים.

בשנת 1995 התקדם המחקר בנושא, כשהתגלו באופן ברור שלושה ננסים חומים, חלקם זוהו בעזרת גילוי נוכחות של ליתיום. במיוחד ראוי לציון [[גליזה 229B]] שהבהירות והטמפרטורה שלו נמוכים באופן ניכר מכוכב רגיל. לגליזה 229B [[ספקטרום בליעה]] של [[מתאן]], תכונה שנצפתה קודם רק בענקי גזים וב[[טיטאן (ירח)|טיטאן]]{{הערה|שם=גילוי Gliese 229B|[http://www.astro.sunysb.edu/metchev/PHY688/Nakajima+95_first_Tdwarf.pdf התגלה ננס חום קר], T. nakajima ועמיתים, [[Nature]],{{כ}} 30 בנובמבר 1995. }}. הימצאות מתאן לא צפויה בכוכבי הסדרה הראשית. גילוי זה סייע לביסוס קבוצה ספקטרלית חדשה "ננסי T" הקרה יותר מננסי L, אב הטיפוס של הקבוצה הוא גליזה 229B.

מאז שנת 1995, שבה אושר לראשונה זיהוי של ננס חום על ידי ה[[אסטרונום|אסטרונומית]] ה[[צ'ילה|צ'יליאנית]] מריה טרזה רואיז, זוהו מעל אלף{{הערה|שם=ארכיון ננסים חומים|כריס גלינו, דייוי קירקפטריק, אדם בורגיזר, caltech.edu}} ננסים חומים. ננסים חומים קרובים ל[[כדור הארץ]] הם [[אפסילון באינדיאני]] Ba ו Bb, זוג ננסים שקשורים [[כבידה|כבידתית]] ל[[כוכב הסדרה הראשית מסוג G|כוכב דמוי שמש]] במרחק של כ-12 [[שנת אור|שנות אור]] מ[[השמש]].

==תאוריה==
ננסים חומים מאתגרים את התאוריות לגבי [[היווצרות כוכב]], ומנגנון היווצרותם עדיין אינו ברור עד הסוף. הועלו מספר תאוריות מה גורם להיווצרות ננס חום במקום כוכב{{הערה|1=[http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.200510447/abstract ההיווצרות של ננסים חומים], A. P. Whitworth, S.P. Goodwin, דצמבר 2005}}:
* היווצרות רגילה: ננס חום נוצר כמו [[כוכב]] רגיל על ידי קריסת [[תווך בין-כוכבי|ענן בין כוכבי]], כלומר עובר דרך שלב של [[קדם-כוכב]]. השוני היחיד הוא המסה הנמוכה שלא מספיקה להיתוך מימן.
* הפרעה באמצע תהליך ספיחת המסה:
** ננס חום מתפתח ביחד עם כוכבים אחרים בענן בין כוכבי, אבל נפלט מהמערכת מסיבה מסוימת לפני שהוא צובר מספיק מסה{{הערה|[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0103019 ההיווצרות של ננסים חומים כעובר כוכבי נפלט], Bo Reipurth ו-Cathie Clarke,{{כ}} 1 במרץ 2001}}.
** ננס חום נוצר כמו כוכב לכת, בחלק החיצוני (מעל 100 יחידות אסטרונומיות) של הדיסקה סביב כוכב, ובשלב מאוחר יותר הוא נפלט מהמערכת הפלנטרית{{הערה|[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0703106 היווצרות ננס חום על ידי הפרעה בינארית], Simon P. Goodwin ו-Ant Whitworth, {{כ}}6 במרץ 2007}}.
** בצבירים צעירים של כוכבים מסיביים הקרינה המייננת מכוכבים מסוג [[סיווג ספקטרלי|B ו-O]] מפריעה להיווצרות כוכבים לפני שהם מספיקים לצבור מספיק חומר להיתוך מימן.
** מפגשים קרובים עם כוכבים אחרים בצבירי כוכבים צעירים יכולים להרוס את [[דיסקת ספיחה|דיסקת הספיחה]] לפני שהיא צוברת מספיק חומר להיתוך מימן.

===מנגנון ההיווצרות והגעה לשלב יציב===
המנגנון הרגיל של [[היווצרות כוכב]] הוא [[קריסה כבידתית]] של [[תווך בין-כוכבי|ענן בין כוכבי]] המכיל [[גז]] ו[[אבק בין כוכבי|אבק]]. כשהענן מתכווץ הוא מתחמם כתוצאה משחרור של [[אנרגיה פוטנציאלית]] כבידתית. לחץ תרמי מאט את ההתכווצות, אך בתחילת התהליך התכווצות הגז במהירות [[קרינת חום|מקרינה]] החוצה הרבה [[אנרגיה]] ומקררת את הענן, הליך המאפשר לקריסה להמשיך. בסופו של דבר, האזור המרכזי הופך להיות צפוף מספיק כדי ללכוד את [[קרינת חום|קרינת החום]]. כתוצאה מכך, הטמפרטורה וה[[צפיפות החומר|צפיפות]] של מרכז הענן הקורס גדלים באופן דרמטי וההתכווצות מואטת, עד שתנאי החום והצפיפות מספיקים בשביל התרחשות של תגובות תרמו גרעיניות בליבת הכוכב המתהווה. ברוב הכוכבים, לחץ הגז והקרינה שנוצרים על ידי ההיתוך הגרעיני בליבת הכוכב תומכים בו כנגד הקריסה הכבידתית. [[שיווי משקל הידרוסטטי]] מושג והכוכב מבלה את רוב חייו בהתכת מימן ל[[הליום]] ככוכב [[סדרה ראשית]].

אולם אם המסה של הכוכב המתהווה קטנה מ-0.084 [[מסת שמש|מסות שמש]] (פחות או יותר, תלוי ב[[הרכב כימי|הרכבו הכימי]] של הכוכב), היתוך גרעיני של מימן לא ניצת בליבת הכוכב. הקריסה הכבידתית לא מחממת את הכוכב מספיק, ולפני שהטמפרטורה גדלה מספיק כדי לגרום להיתוך מימן, הצפיפות מגיעה לנקודה שה[[אלקטרון|אלקטרונים]] צפופים מספיק כדי ליצור [[עקרון האיסור של פאולי|לחץ ניוון אלקטרונים]] (כמו ב[[ננס לבן#חומר מנוון|ננס לבן)]]. התכווצות נוספת נמנעת והתוצאה היא ננס חום שמתקרר על ידי הקרנת [[אנרגיה תרמית|האנרגיה התרמית]] החוצה.

על פי המודלים של ננסים חומים, תנאים טיפוסיים בליבת הכוכב עבור צפיפות, טמפרטורה ולחץ צפויים להיות כדלהלן:
*<math>10\,\mathrm{g/cm^3} \,\lesssim\, \rho_c \,\lesssim\, 10^3\,\mathrm{{g}/{cm^{3}}} </math>
*<math>T_c \lesssim 3 \times 10^6\,\mathrm{K} </math>
*<math>P_c \sim 10^5\,\mathrm{Mbar}</math>

===שיטות הבחנה בין ננס חום בעל מסה גבוהה לכוכב בעל מסה נמוכה===

'''[[ליתיום]]''': ליתיום נמצא בדרך כלל בננסים חומים ולא ב[[כוכב]]ים בעלי [[מסה]] נמוכה, מכיוון שהטמפרטורה הנחוצה ל[[היתוך גרעיני]] של ליתיום נמוכה משמעותית מזו שנחוצה להיתוך מימן. כוכבים שמצליחים להשיג טמפרטורה מספיק גבוהה כדי להתיך מימן ישרפו במהירות את הליתיום שלהם. היתוך ליתיום מתרחש באמצעות התמזגות של [[ליתיום#איזוטופים של ליתיום|ליתיום 7]] ו[[פרוטון]] שיוצרים שני [[גרעין האטום|גרעינים]] של [[הליום#איזוטופים של הליום|הליום 4]]. [[הסעת חום]] בכוכבים בעלי מסה נמוכה מבטיחה שהליתיום יתכלה בכל [[נפח]] הכוכב. לכן, הנוכחות של [[קווי בליעה]] של ליתיום בספקטרום של מועמד לננס חום מהווה הוכחה חזקה שאכן מדובר ב[[תת-כוכב]]. סוג הבדיקה הזה נקרא '''מבחן ליתיום''', החלוצים בתחום זה היו [[רפאל רבולו]], [[אדוארדו מרטין]] ו[[אנטוניו מגזו]].

מבחן ליתיום אינו מושלם משלוש סיבות.
* ליתיום קיים גם בכוכבים צעירים מאוד שלא הספיקו עדיין לכלות אותו בהיתוך גרעיני.
* כוכבים עם מסה הדומה לשמש ומעלה יכולים לשמור ליתיום ב[[אטמוספירה]] החיצונית שלהם, שלעולם לא תהיה מספיק חמה כדי לכלות את הליתיום, מכיוון שאין להם הסעת חום בכל נפח הכוכב. למרות זאת, מכיוון ש[[מסת שמש]] גדולה בהרבה ממסת ננס חום אפשר לזהות כוכב כזה על פי מסתו.
* ננסים חומים בקצה הטווח העליון של המסה (~65 [[מסת צדק|<math>M_J</math>]] ומעלה), חמים מספיק כדי לכלות את הליתיום תוך כחצי מיליארד שנים.

'''[[מתאן]]''': בניגוד לכוכבים, ננסים חומים 'זקנים' לפעמים מספיק קרים כדי לצבור באטמוספירה שלהם כמויות ניכרות של מתאן. [[גליזה 229B]] זוהה כננס חום בשיטה הזו.

'''[[בהירות נראית]]''': כוכבי [[סדרה ראשית]] קטנים מאוד, שומרים על בהירות מינימלית באמצעות היתוך גרעיני. כך שהבהירות המינימלית שיכולה להיות לכוכב סדרה ראשית היא כ-0.01% מבהירות השמש (תלוי בסוג ובהרכב הכוכב). לעומת זאת ננסים חומים מתכהים לאורך כל חייהם, ננסים זקנים מאוד הם כהים מכדי שיוכלו לגלותם באמצעות תצפית ישירה.

'''גשם ברזל''': גשם ברזל נוצר בננסים חומים כחלק מתהליכי [[הסעת חום|הסעת החום]] ב[[אטמוספירה]]. גשם ברזל נוצר בחלק מהננסים החומים ובכלל לא בכוכבים. המחקר [[ספקטרוסקופיה|הספקטרוסקופי]] של גשם ברזל נמצא בעיצומו{{הערה|1=[http://www.space.com/2576-wild-weather-iron-rain-failed-stars.html מזג אוויר פרוע: גשם ברזל בננסים חומים], ג'ינה בריינר, [[3 ביולי]] [[2006]]}}.

===שיטות הבחנה בין ננס חום בעל מסה נמוכה לכוכב לכת בעל מסה גבוהה===

אחת מהתכונות המיוחדות של ננסים חומים היא שלכולם יש [[רדיוס]] דומה לרדיוס של [[צדק (כוכב לכת)|צדק]]. בקצה העליון של טווח המסה שלהם (כ-84 מסות צדק), [[נפח]] הננס נקבע בעיקר על ידי [[עקרון האיסור של פאולי|לחץ הניוון של האלקטרונים]] כמו ב[[ננס לבן|ננסים לבנים]]; בקצה הטווח התחתון (כ-13 מסות צדק) נפח הננס נקבע בעיקר בידי [[חוק קולון|הלחץ הקולוני]], כמו ב[[כוכב לכת|כוכבי לכת]]. כך שיוצא שהשינוי ברדיוס של ננסים חומים הוא כ-10%- 15% הפרש בין הננסים הקטנים ביותר לגדולים ביותר, עובדה זו מקשה להבדיל ביניהם לכוכבי לכת.

בנוסף, ננסים חומים רבים לא ביצעו היתוך גרעיני מעולם, ננס עם מסה הקטנה מ-13 מסות צדק ([[#סוג ספקטרלי Y|ננסי Y]]) לעולם לא יתחמם מספיק כדי להתיך אפילו [[דאוטריום]]; מצד שני, ננסים בעלי 60 מסות צדק ומעלה מכלים במהירות את הדאוטריום שלהם ולא מבצעים יותר היתוך גרעיני. גם עובדה זו מקשה להבחין ביניהם לכוכבי לכת.

ננסים חומים, לעומת זאת, יכולים להיווצר באופן עצמאי (לא כחלק ממערכת פלנטרית גדולה יותר) כמו כוכבים. כמו כל הכוכבים הם יכולים להיווצר בודדים או בסמיכות לכוכבים אחרים. לננסים חומים גם יכולים להיות כוכבי לכת המקיפים אותם, ובדומה לכך לענקי גזים יכולים להיות ירחים המקיפים אותם. חלק מהננסים מקיפים כוכבים ומסלול ההקפה שלהם יכול להיות, בדומה לכוכבי לכת, מאוד [[וקטור האקסצנטריות|אקסצנטרי]].

ישנם עוד מאפיינים דומים ל[[ענק גזים|ענקי הגזים]] וננסים חומים.
* הרכב- צדק ו[[שבתאי]] מורכבים בעיקר מ[[מימן]] ו[[הליום]], כמו [[השמש]].
* טמפרטורה- שלושה מענקי הגזים ב[[מערכת השמש]] (צדק, שבתאי ו[[נפטון]]) פולטים יותר חום מאשר הם מקבלים מהשמש.

עם זאת קיימות שיטות שאפשר בעזרתן להבחין בין ננס חום ל[[פלנטה]]:

'''[[מסה]]''': אם הגוף מעל 10 מסות צדק, נראה שהוא ננס חום.

'''[[צפיפות החומר|צפיפות]]''': הצפיפות של ננסים חומים גדולה יחסית ל[[ענק גזים|ענקי גזים]] (10 [[גרם]] ל[[סמ"ק]] בננס חום לעומת גרם לסמ"ק בענק גזים ממוצע).

'''[[קרני רנטגן]] ו[[תת-אדום]]''': חלק מהננסים החומים פולטים קרני רנטגן; הננסים החמים יותר ([[#סוג ספקטרלי M|M]], [[#סוג ספקטרלי L|L]] וחלק מ[[#סוג ספקטרלי T|T]]), מקרינים כמויות מרשימות של קרינה ב[[ספקטרום]] ה[[אדום]] והתת-אדום עד שהם מתקררים לטמפרטורה של כ-1000 מעלות [[קלווין]].

ישנה בעייתיות בהגדרת ההבדל בין ננסים חומים לכוכבי לכת. בתחילת המחקר של ננסים חומים ההגדרה הרווחת הייתה גוף שנוצר כמו [[כוכב]] (דהיינו לא סביב כוכב אחר) ומסתו לא מספיקה ליצור היתוך גרעיני. הבעיה בהגדרה זו שישנם גופים בעלי מסה גבוהה שנוצרים סביב כוכבים. ומצד שני ישנם גופים בעלי מסה נמוכה יחסית שנוצרים כמו כוכב ([[כוכב לכת תועה]]).

הגדרה שמשמשת כבר למעלה מעשור, מתייחסת לגופים בעלי מסה הגבוהה מגבול ההיתוך הגרעיני של דאוטריום (שנכון לעכשיו מחושב כ-13 מסות צדק עבור גופים בעלי רמת מתכתיות הזהה לשמש) כננסים חומים. בעוד שלגופים מתחת למסה הזו (ומקיפים כוכב או שאריות כוכב) מתייחסים כאל כוכב לכת. אין בהגדרה זו התייחסות לגופים שאינם מקיפים כוכב ואינם מתיכים דאוטריום. נכון לעכשיו זוהי הגדרת [[האיגוד האסטרונומי הבינלאומי]], אך הגדרה זו אינה מוחלטת ונתונה לדיונים{{הערה|1=[http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0601/q_answers/ שאלות ותשובות] באתר האיגוד האסטרונומי הבינלאומי}}.

הקביעה של 13 מסות צדק כגבול היתוך הדאוטריום גם היא בעייתית, ולמעשה היא יותר [[כלל אצבע]] מאשר חוק בעל משמעות פיזיקלית חותכת. גופים גדולים מאוד יתיכו את רוב הדאוטריום שלהם, גופים קטנים יותר יתיכו רק חלק מזערי מהדאוטריום, והגבול של 13 מסות צדק הוא איפה שהוא בין שניהם. כמות שריפת הדאוטריום נסמכת לא רק על המסה של הגוף אלא גם על ההרכב שלו - כמות ההליום והדאוטריום הנוכחית{{הערה|1=דוד ש. שפיגל, אדם בראוס וג'ון א. מילסון(2011). [http://iopscience.iop.org/0004-637X/727/1/57/ גבול המסה של שריפת דאוטריום בננסים חומים וענקי גזים] The Astrophysical Journal 727.}}. {{כ}}"[[Extrasolar Planets Encyclopaedia]]" כוללת גופים מעל ל-25 מסות צדק, ו"[[Exoplanets Data Explorer]]" כולל גופים מעל 24 מסות צדק. גופים הגדולים מ-13 מסות צדק לעיתים יופיעו תחת הסיווג "[[תת-ננס חום]]".

==תצפיות==
{{דיאגרמת HR}}
===סיווג ספקטרלי של ננסים חומים===
{{הפניה לערך מורחב|סיווג ספקטרלי}}
[[טמפרטורה|טמפרטורת]] פני השטח הנמוכה יחסית של ננסים חומים גורמת לריבוי [[קווי בליעה]] של [[מולקולה|מולקולת]] שונות.
====סוג ספקטרלי M====
לננסים חומים גדולים במיוחד יש ספקטרום M6.5 ומטה והם נקראים גם '''ננסי בתר M'''. על פי חלק מהתאוריות אלה אינם ננסים חומים אלא כוכב בעל מסה קטנה. המאפיין המגדיר את סוג ספקטרלי M, הסוג הקר ביותר ברצף [[הסדרה הראשית]], הוא ספקטרום אופטי שנשלט על ידי קווי בליעה של מולקולות [[טיטניום(II) חמצני]] ([[Ti]][[חמצן|O]]) ו[[ונדיום(II) חמצני]] ([[ונדיום|V]][[חמצן|O]]). נכון ל-2011 זוהו מעל 500 ננסי M{{הערה|שם=ארכיון ננסים חומים}}.

====סוג ספקטרלי L====
[[קובץ:L-dwarf-nasa-hurt.png|ממוזער|ימין|הדמיית אומן של ננס L]]
ל'''ננסי L''' טמפרטורת פני שטח של 1300- 2200 מעלות [[קלווין]].
ל[[GD 165B]], ה[[לוויין]] הקר של [[ננס לבן|הננס הלבן]] [[GD 165]], לא נמצאו סימנים של TiO המאפיינים ננסי M. זיהויים נוספים של גופים דומים לGD 165B הובילו בסופו של דבר את דייוי קירקפטריק ואחרים להגדיר סוג ספקטרלי חדש, '''ננסי L''', שמוגדר על ידי טווח נראה אדום ועל ידי קווי בליעה חזקים של מתכות [[הידריד]]יות ([[מגנזיום|Mg]][[הידריד|H]], [[ברזל|Fe]][[הידריד|H]], [[כרום|Cr]][[הידריד|H]], [[סידן|Ca]][[הידריד|H]]) וקווים בולטים של [[מתכת אלקלית|מתכות אלקליות]].

נכון ל-2011 זוהו מעל ל-600 ננסי L{{הערה|שם=ארכיון ננסים חומים}}, רובם על ידי סקרי שדה רחב{{הערה|סקירת חלק גדול של השמים בחשיפה ארוכה}}: [[2MASS]]- סקר השמים בשני מיקרון, [[DENIS]]- סקר עמוק ב[[תת-אדום קרוב]] של שמי הדרום ו[[SSDS]]- סקר השמים הדיגיטלי של סלואן. גם על רוב ננסי L אין הסכמה האם הם ננסים חומים או שהם כוכבים בעלי מסה קטנה מאד.

====סוג ספקטרלי T====
[[קובץ:T-dwarf-nasa-hurt.png|ממוזער|ימין|הדמיית אומן של ננס T]]
'''ננסי T''' (נקראים גם ננס חום מתאן{{הערה|1=ראו לדוגמה [http://iopscience.iop.org/1538-3881/120/1/473 כאן] או ננס מתאן}}) הם הננסים היחידים שהסיווג שלהם כננסים חומים מוסכם. לננסי T טמפרטורה אפקטיבית (טמפרטורת פני שטח) של 700- 1300 מעלות קלווין. כמו ש-GD 165B הוא [[אב טיפוס|אבטיפוס]] של הסוג L, כך גליזה 229B הוא אבטיפוס של ננסי T. בעוד שספקטרום ה-NIR (תת-אדום קרוב) של ננסי L מראה קווי בליעה חזקים של [[מים|HO]] (מים) ו[[פחמן חד-חמצני|CO]] (פחמן חד-חמצני), בספקטרום ה-NIR של גליזה 229B דומיננטיים קווי בליעה של CH<sub>4</sub> ([[מתאן]]), מאפיין שנמצא רק אצל [[ענק גזים|ענקי גזים]] ו[[טיטאן (ירח)|טיטאן]]. התנגשויות של H<sub>2</sub>O ו-CH<sub>4</sub> ב[[מימן|H<sub>2</sub>]] יוצרות קווי בליעה המעניקים לגליזה 229B ספקטרום [[כחול]] ו[[תת-אדום קרוב]]. לגליזה 229B יש ירידה תלולה בספקטרום ה[[אדום]] וחוסר במתכות הידרידיות המאפיינות ננסי L, לעומת זאת הוא מאופיין בקווי בליעה רחבים במיוחד של ה[[מתכות אלקליות|מתכות האלקליות]] [[נתרן|Na]] ו[[אשלגן|K]]. המאפיינים הייחודיים הללו הובילו את קירקפטריק להציע את סוג ספקטרלי T עבור גופים בעלי קווי בליעה של מימן, אשלגן ומתאן. תרשים של סיווג תת-אדום קרוב של ננסים חומים פותח ב-2011 על ידי אדם בורגייזר וטום גבייל.

נכון ל-2011, ידועים 207 ננסי T{{הערה|שם=ארכיון ננסים חומים}}. דוגמאות לננסים מסוג T הם לווייניו של [[אפסילון באינדיאני]] ו-SIMP J013656.5+093347. בגלל קווי הבליעה שיוצרים נתרן ואשלגן בחלק ה[[ירוק]] של הספקטרום, ננסי T נראים לעין האנושית בצבע [[מג'נטה]]{{הערה|1=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0103383 התאוריה של ננסים חומים וענקי גזים], Adam Burrows, W.B. Hubbard, J.I. Lunine, James Liebert,{{כ}} [[22 במרץ]] [[2001]]}}.

====סוג ספקטרלי Y====
[[קובץ:WISE 1828+2650 Brown dwarf.jpg|ממוזער|ימין|הדמיית אומן של ננס Y]]
'''ננסי Y''' הם הקרים ביותר מבין הננסים החומים, על פי חלק מההגדרות הם "תת-ננסים חומים". המחקר על ננסי Y נמצא בעיצומו ועדיין הרצף הספקטרלי שלהם לא מוגדר בבירור.

ב-2009 לננסים החומים הקרים ביותר שידועים טמפרטורה אפקטיבית מוערכת בכ-500 עד 600 [[קלווין|K]], ננסים אלו קבלו את הסיווג הספקטרלי T9 (התחום הקר ביותר בתוך סיווג T). לננסים אלו ספקטרום בליעה בסביבות אורך גל של 1.55 [[מיקרון]]{{הערה|שם=ננסי Y|[http://iopscience.iop.org/0004-637X/695/2/1517/ מאפיינים פיזיקליים של ארבעה ננסי T בטמפרטורת 600 K~],{{כ}} [[7 באפריל]] 2009}}. פיליפס דלורם ועמיתים הראו שהתכונה הזו תואמת קווי בליעה של [[אמוניה]] ולכן הימצאות אמוניה היא אינדיקציה למעבר בין T ל-Y, והננסים הללו צריכים להיות מסווגים כ-Y0{{הערה|שם=ננסי Y}}. עם זאת, קשה להבחין בין קווי בליעה של אמוניה לבין קווי בליעה של מתאן ומים, ועל כן טענה קבוצת [[מדען|מדענים]] שההכרזה על סיווג Y0 הייתה קודם זמנה{{הערה|1=ראו בתקציר המאמר [http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x/abstract?systemMessage=Wiley+Online+Library+will+be+unavailable+17+Dec+from+10-13+GMT+for+IT+maintenance. חקר תת-כוכבים בעלי טמפרטורה אפקטיבית מתחת ל ~550 K]}}.

באפריל 2010 התגלו שני [[תת-ננס חום|תת-ננסים חומים]] נוספים{{הערה|1=[http://arxiv.org/abs/1004.1436 Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 microns],{{כ}} [[8 באפריל]] 2010}}, שהוצעו כאב טיפוס לסיווג Y0. ב[[פברואר]] [[2011]], לומן ועמיתים דיווחו על גילוי תת-ננס חום בטמפרטורה 300 K (כ-30 [[מעלות צלזיוס]]), בעל 7 [[מסת צדק|מסות צדק]] שמשמש כ[[לוויין]] של [[ננס לבן]]{{הערה|1=[http://iopscience.iop.org/2041-8205/730/1/L9/ גילוי מועמד לננס החום הקר ביותר], Luhman, K. L.; Burgasser, A. J.; Bochanski, J. J, [[מרץ]] 2011}}. אף על פי שמסת הננס היא בטווח המסות של [[כוכב לכת]], קבוצת מדענים הראתה שהננס נוצר כמו כוכב{{הערה|1=[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1103.3544 גיל, מסה ומנגנון היווצרות של הננס החום הקר מאד, WD 0806-661B]{{כ}}, Rodriguez, David R.; Zuckerman, B.; Melis, Carl; Song, Inseok, [[מאי]] 2011}}. זמן קצר לאחר מכן, מיכאל ליו ועמיתים פרסמו תיאור של ננס חום קר מאוד (~370 K) שמקיף ננס חום בעל מסה נמוכה מאוד, "הנתונים הם [[בהירות נראית]] נמוכה, [[צבע]] לא טיפוסי וטמפרטורה נמוכה, CFBDS J1458+10B הוא מועמד מבטיח להשערת סוג ספקטרלי Y"{{הערה|1=Michael C. Liu, Philippe Delorme, Trent J. Dupuy, Brendan P. Bowler, Loic Albert, Etienne Artigau, Celine Reyle, Thierry Forveille, Xavier Delfosse, {{כ}}[http://arxiv.org/abs/1103.0014 CFBDSIR J1458+1013B: ננס חום קר מאוד (>T10) במערכת בינארית], (26 ביולי 2011)}}..

באוגוסט 2011, חוקרים שהשתמשו בנתונים מ[[טלסקופ חלל|טלסקופ החלל]] [[WISE]] (סורק שדה רחב בתת-אדום), גילו 6 ננסי Y בטמפרטורה של 300 K~. עד כה{{הבהרה}} גילה WISE 100 ננסים חומים חדשים, מתוכם 6 ננסי Y. אחד מננסי Y{{כ}}, WISE 1828+2650, מחזיק בתואר הננס החום הקר ביותר, טמפרטורת האטמוספירה שלו מוערכת בפחות מ[[טמפרטורת החדר]] (298 K או 25°C). הוא אינו פולט אור נראה בכלל, מה שהופך אותו לדומה לכוכב לכת יותר מאשר ל[[כוכב]]{{הערה|1=[http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/ תגלית: כוכבים קרים כמו גוף האדם], (24 באוגוסט 2011), אתר [[נאס"א]]}}.

===מאפייני הספקטרום והאטמוספירה של ננסים חומים===
עיקר זרם הפליטה של ננסי T ו-L הוא בספקטרום התת-אדום הקרוב באורכי גל של 1- 2.5 [[מיקרומטר (יחידת מידה)|מיקרומטר]]. הטמפרטורות הנמוכות של ננסים חומים גורמות לספקטרום תת-אדום עשיר שמכיל מגוון תכונות שמשתנות בתלות ב[[טמפרטורה]], [[מסה]] ו[[מתכתיות]]. בנוסף, הטמפרטורות הנמוכות גורמות ל[[התעבות]] חלק מהגז לגרגירי נוזל.

[[אטמוספירה]] טיפוסית של ננסים חומים ידועים משתרעת בטווח הטמפרטורה מ-2200 עד לכ-300K. בניגוד לכוכב שמחמם את עצמו עם היתוך פנימי יציב, ננסים חומים מתקררים עם הזמן; הננסים המסיביים מתקררים לאט יותר מאשר אלו הפחות מסיביים.

===טכניקה תצפיתית===
{{להשלים|נושא=מדעי הטבע}}
'''[[כורונוגרף|כורונוגרפים]]''' (אביזר בטלסקופ שנועד לחסום מקור אור שמפריע לתצפית) משמשים כדי להבחין בגופים עמומים שמקיפים כוכבים בהירים{{הערה|1=ראו לדוגמה [http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.200510445/abstract שימוש כאן]}}{{כ}}. גליזה 229B התגלה באמצעות כורונוגרף. בשנת 2020 סביב [[HD 162020]] התגלה ננס חום שנמצא במרחק של [[יחידה אסטרונומית|יחידות אסטרונומיות]] בלבד ממנו.

==קישורים חיצוניים==
{{ויקישיתוף בשורה}}
* {{אסטרופדיה}}
* {{ynet|[[יגאל פתאל]]|האם ננסים חומים יאפשרו חיים בחלל?|4115371|29 באוגוסט 2011}}
* {{הידען||אשכול ננסים חומים|category/space_and_astronomy/astrophysics/brown_dwarfs//}}
* {{הידען|אבי בליזובסקי|שביל החלב עשוי להכיל 100 מיליארד ננסים חומים|milky-way-could-have-100-billion-brown-dwarfs-1207171|12 ביולי 2017}}
* {{יוטיוב|zXCDsb4n4KU|שם=הרצאה של [[גיבור בצרי]] על ננסים חומים}}
* {{בריטניקה}}

==הערות שוליים==
{{הערות שוליים|יישור=ימין}}

{{מחזור חייו של כוכב}}

{{בקרת זהויות}}

[[קטגוריה:ננסים|חום]]
[[קטגוריה:ננסים חומים|*]]
[[קטגוריה:שלבים במחזור החיים של כוכבים]]