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L矮星
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L矮星是光谱类型L（也称为 D矮星）的天体，可以是低质量的恒星 [2]、棕矮星[3]或年轻的自由漂流的行星质量天体[4]。如果通过直接成像检测到年轻的系外行星或行星质量伴星，它也可能具有L光谱类型，例如仙女座κb[5]。
光谱特性
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在2MASS之前，已知光谱类型晚于M9.5V的天体只有六颗。随着20个新的晚型天体的发现，有必要定义L型和T型光谱类型。柯克帕特里克等人在1999年定义了这两种光谱类型。在这些L-矮星中，存在于晚期M-矮星中的金属氧化物（TiO、VO）被金属氢化物（例如CrH、FeH）和中性碱金属（如K、Rb、Cs所取代。L矮星和T矮星之间的跃迁是通过光谱中出现甲烷（CH4）来定义的[6]。M矮星在其近红外光谱中显示出由水蒸气（H2O）引起的吸收。这种吸收特征随着L光谱类型的后期类型而增强，而一氧化碳（CO）的吸收在光谱类型上几乎没有变化[7]。在T矮星，CO被CH4取代[8]。最初估计最热的L0矮星的温度约为2000K，最冷的L8矮星的温度为1500K左右[6]。现代估计范围从L9的1100 K到L0的最高2500 K[9][10]。
L矮星具有红色、紫罗兰紫或紫色的颜色，这是由于钠D线的吸收，该线的中心位于5890Å，与绿色重叠[8]。后来的研究将L矮星描述为紫色[11]。
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次矮星是金属丰度低的天体。这些天体通常很老，它们的金属性会影响不同的吸收特性。特别是，氢分子的碰撞诱导吸收导致H-和K波段的抑制，这导致L型次矮星具有蓝色近红外颜色。2MASS J0532+8246是发现的第一颗L型次矮星。前缀sd、esd和usd表示次矮星、极次矮星和超次矮星。 带有usd首码的天体金属丰度最低[12]。
主序星
对于具有太阳金属量的天体，氢燃烧最小质量为0.075M☉（78.5MJ）[13]。超冷基本参数表列出了几个红外光谱类型为L0至L4、质量高于78.5MJ的天体。该表中质量最高的L矮星之一是G 239-25B（L0），他们发现其质量为88.9±0.59MJ[9][10]。氢燃烧极限取决于金属量，金属量低的天体可能具有高的氢燃烧极限。另一个因素是较低的金属量会使大气更加透明。因此，较老的天体具有更高的温度[14]。具有早期L光谱类型的老L次矮星可能是主序星[15]。例如，棕矮星SDSS J0104+1535（usdL1.5，0.086±0.0015M☉）刚好低于约0.088M☉的氢燃烧极限，它的金属量 [Fe/H] = -2.4 ± 0.2.[14]。同一团队也发现，已知的L-次矮星中有三分之一是次恒星，三分之二是低质量恒星[2]。 CWISE J1249+3621（sdL1, 0.082+0.002
−0.003 M☉）是另一个恒星的例子，因为对[M/H]=-1的恒星，氢燃烧的极限在0.080左右。这颗恒星也是一颗超高速星[15]。
棕矮星
大多数L矮星是棕矮星。棕矮星是质量低于78.5MJ的天体[13]。质量低于14MJ的天体通常被称为行星质量天体[16]，但根据它们的形成机制，它们也被称为行星质量棕矮星[17]。
在超冷基本参数表中，目前有422个红外光谱类型为L、质量范围为14-78.5MJ的物体[9][10]。 此外，已知有数十颗L型棕矮星与恒星、白矮星或棕矮星共同运动[3]。发现的第一颗L型棕矮星是GD 165B，它围绕着一颗白矮星运行[18]。它的质量后来被确定为62.58±15.57MJ[19]。
行星质量天体和系外行星
行星质量天体通常被定义为质量低于14MJ的天体。这些天体可以自由浮动[16]或与恒星或棕矮星共同运动（例如HD 106906 b）[20][21]。如果一个这样的天体围绕一颗恒星运行的距离在约100天文单位内，它就被称为系外行星。超过100 AU时，它被称为行星质量伴星，因为理论预测这些天体是自己形成的，而不是由原行星盘的材料形成的[22]。靠近这个 100 天文单位边界的一颗系外行星是Delorme 1 (AB)b，它可能是通过拱星盘的碎裂形成的，因此被认为是一颗系外行星[23]。 更近的行星，例如HR 8799周围的行星[24]和仙女座κ b也类似于L矮星或具有L光谱型[5]。
这些天体通常通过它们的年轻的年龄来识别。例如，一个天体可以出现在一个年轻的星团中（例如NGC 1333）[25]或年轻的星协 （参见附近星协列表清单）。研究人员可以使用温度-年龄或光度-年龄关系来确定其质量是否低于13MJ[16]。对于非常年轻的星团（<1百万年），即使是L0光谱类型也对应于行星质量，因此这样一个星团中的所有L矮星都有一个行星质量[25]。
另一种方法是确定年轻的其他指标。例如，质样较低的天体具有较低的表面重力，这会导致更广阔的大气层和更多的垂直混合。这将影响某些光谱特征的深度，并可能导致红色近红外颜色。低重力L矮星通常用后缀 β、γ 和 δ 表示，表示中等（β）、低（γ）和非常低（δ）的重力。低重力的L3-L5矮星也可以显示锂吸收。但所谓的“锂测试”对于确定低质量的年轻L矮星不太可靠[26]。低重力天体的一个例子是CWISE J0506+0738， 它的光谱类型介于L8γ和T0γ之间，质量可能为7±2MJ[16]。
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可变性和云
自2000年代初以来，铁云及其顶部有硅酸盐云被认为是L矮星的的理论[27]。L矮星中存在的硅酸盐已经被史匹哲太空望远镜观察到。特别是L4-L6矮星经常表现出硅酸盐吸收。但任何L矮星也可能不存在硅酸盐吸收[28]。变率通常与L矮星和T矮星中云的存在有关。然而，还有其它可能的解释，例如热点、温度变化和 极光。特别是年轻的天体表现出可变性[29]。最易变的L矮星之一是行星质量伴星VHS J1256–1257b (L7)，振幅为33-38%[30]。
磁场和极光
可以在L矮星中检测到电波发射，这种电波发射有时显示旋转的周期性电波脉冲。此外，在早期L矮星中常见的H-α发射被解释为色球和日冕，但在后来的光谱类型中，它越来越成为一个极光特征。因此，具有H-α发射的L4-T8天体通常也是电波源。来自棕矮星的无线电脉冲是高度圆极化的，可能来自与极光相连的电子回旋加速器不稳定性（ECMI）。目前尚不清楚是什么为棕矮星的极光无线电发射提供动力。一个建议是与等离子盘的同向旋转的分解，这也为木星上的主极光提供动力。另一个建议的能量来源是与棕矮星周围的岩石行星的相互作用，类似于Io和木星之间的交互作用。电子与氢分子的撞击会产生三氢阳离子（H+
3）。这可以在2 μm和4 μm的红外线中用JWST检测到。H+
3被气体破坏，例如H2O和CH4，可能意味着它在棕矮星中没有显著积累[31]。在凯克天文台，可能是由于极光电子更深入地渗透到棕矮星大气层中并被气体破坏，在任何M、L或T矮星中检测到H+
3[32][33]。第一颗有无线电发射的L矮星是2MASS J00361617+1821104（L3.5）[34]。
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联星
通常L矮星比M矮星更缺乏联星。以 L矮星为主要系统的联星分数为 24+6
−2%，典型间隔为5–8 天文单位（AU）[36]。也有一些距离更宽的L矮星，例如WISE 2150−7520 （L1+T8），它的距离间隔为341 AU[37]。最靠近太阳系的L矮星是主星为卢曼16 AB联星。它的光谱类型为 L8[38]。
相关条目
参考资料
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