Tドワーフ

スペクトル型Tの天体（T型矮星またはメタン褐色矮星とも呼ばれる）^[1]は、褐色矮星^[2]または若い浮遊惑星質量天体^[3]のいずれかである。直接撮影された若い太陽系外惑星もT型矮星である可能性がある。^{[4] T型矮星は}L型矮星よりも低温だが^[1]、Y型矮星よりも高温である。^[5]

最初に発見されたT型矮星は1995年に発見されたグリーゼ229Bである。^[6]この天体の温度は1000 K未満で、スペクトルにはメタン（CH ₄）、水蒸気（H ₂ O）、一酸化炭素（CO）が見られた。上層大気ではCOはCH ₄とH ₂ Oに変換され、より高温の下層大気ではその逆が当てはまる。^{[7] [8] [9]また、}セシウム（Cs）による吸収も見られたが、M型矮星によく見られる吸収特性（CaH、FeH、TiO、VO）は見られなかった。^[10] アンモニア（NH ₃）はスペクトルの分析に含まれていた。^{[11]このT型矮星では} ナトリウム（Na）とカリウム（K）も検出されている。^[12]その後の研究で、グリーゼ229Bの動的質量は70 ± 5 M _J^{であることが判明したが、これは冷却モデルが示唆するよりもはるかに高い値である。 [2]}スペクトル型はやや曖昧である。これは、1.3および1.6 μmで強いCH ₄吸収を示し、T7型を示唆しているが、1.1、1.4、1.9、および2.2 μmで弱いCH ₄およびH _{2 Oの特徴を示し、T5-T6型を示唆しているためである。} ^[13]グリーゼ229Bは連星である可能性も疑われており、これでその高い質量と異常なスペクトルを説明できる可能性がある。^{[14]連星であることは、2024年に}超大型望遠鏡の機器によって確認され、この望遠鏡は対を分離し、軌道を地球-月距離の約16倍の狭い軌道長半径と約12.1日の公転周期に制限した。グリーゼ229Baの質量は約38 M _Jで、グリーゼ229Bbの質量は約34 M _Jである。^[15]

スペクトル型「T」は1999年に初めて提案され、当時はグリーゼ229Bが唯一の代表例でした。^[1]次にグリーゼ570D、^[16] SDSS 1624+00（最初のフィールドT型矮星）^[17]およびSDSS 1346-00（2番目のフィールドT型矮星）^[18]が発見されました。ただし、これらは中期から後期のT型矮星であり、最初の初期T型矮星（SDSS 0837、SDSS 1254、およびSDSS 1021）は2000年のスローンデジタルスカイサーベイのデータで発見されました。これらの天体は、以前に発見されたT型矮星よりも弱いCH ₄吸収を示しています。^[19] CH _{4はL8矮星の}Kバンドで最初に現れ、L矮星とT矮星はT矮星のHバンドでCH _{4が現れることによって区別されます。T矮星はT0からT8にかけてH 2} OとCH ₄の吸収が増加します。中性NaとKの特徴はL矮星とT矮星で広がり、Naの特徴はスペクトル型が増加するにつれてL/T矮星で深くなります。^[20]最も冷たいT矮星の1つはUKIDSSで発見され、UGPS 0722-05と呼ばれています。^{[21] [22]}研究者はWISEを使用して、追加の後期T矮星と新しく発見されたY矮星のオブジェクトを発見しました。 T型矮星とY型矮星の間の遷移は、T9標準としてUGPS 0722-05、 Y0標準としてWISE 1738+2732を用いて定義される。後期T型矮星と初期Y型矮星は深いH ₂ OとCH ₄の吸収特性を示し、T型矮星とY型矮星の間の遷移は500 K付近で起こる。^{[5] [23]}もう一つの重要なT型矮星はルーマン16Bで、最も近いT型矮星である。そのスペクトル型はT0.5で、L/T遷移に近い。スペクトルにはFeHの兆候が見られ、これは後期L型矮星では弱まるが、初期から中期T型矮星では雲の破壊により強くなる。^{[24] [25]} JWSTによる近赤外線および中赤外線でのT型矮星の観測では、NH ₃、CH ₄、H ₂ O、CO、二酸化炭素（CO ₂）による追加の吸収特性が明確に示されています。^[26]ジェミニによる観測では、 T6矮星DENIS J081730.0−615520で硫化水素（H ₂ S）と分子状水素（H ₂ ）が初めて検出されました。^[27]

Tスペクトル型の準矮星が知られており、2MASSI J0937347+293142は最初のT型準矮星である。2.1μmピークの抑制により、近赤外線で青い色を示しているが、これはおそらく水素（H _{2 ）の}衝突誘起吸収（CIA）の増強によるものである。^{[28] [29]}準矮星は金属量が低く、最初は中程度の低金属量の小さなサンプルのみが知られていた。2020年に、バックヤードワールド市民科学プロジェクトは、WISEA 0414−5854とWISEA 1810−1010と呼ばれるスペクトル型Tの最初の極度準矮星を発見した。これらの天体は珍しい青色をしており、CH ₄からの吸収が低いことを示している。^[30] WISEA 1810−1010の追跡観測では、可視光および赤外線スペクトルでH ₂ OとH _{2による吸収のみが示されている。CH 4}は完全に欠落しており、これはT型矮星の「メタン矮星」としての定義とは対照的であり、WISEA 1810−1010は代わりに「水蒸気矮星」と呼ばれていた。^[31] 2024年にBurgasserらはT型準矮星の分類システムを導入し、軽度準矮星（d / sdT）、準矮星（sdT）、極度準矮星（esdT）に分類できるようにした。低金属量の特徴は、水素分子の強い衝突誘起吸収（CIA）、不明瞭なメタンと水の特徴、および弱いカリウムKI吸収である。この研究では、恒星流の候補メンバーである3つの褐色矮星も特定された。JWST、ユークリッド、ルビン、ローマンによる今後の研究により、T型準矮星のサンプル数は数千に増える予定である。^{[32] JWSTはすでに}UNCOVER-BD-1などの最初の遠方T型準矮星を発見している。^[33]

T型矮星のほとんどは褐色矮星です。褐色矮星の質量は、水素燃焼の最小質量（0.075 M _☉または 78.5 M _J）よりも小さいです。^[34]現在、UltracoolSheetには、赤外線スペクトル型がTの天体が920個あります。 ^[35]超低温基本パラメータの表には、赤外線スペクトル型がTで質量が2～58 M _Jの天体がリストされています。^{[36] [37]}恒星や白色矮星を周回する追加のT型褐色矮星が知られており、主星の年齢はT型矮星の質量を決定するのに役立ちます。^{[38] [39] [40]}最も古いT型矮星の1つは、約100億歳のWolf 1130 Cです。^[41]

スペクトル型Tの若い孤立した惑星状質量天体であると決定的に判定された最初の天体の一つは、SDSS J1110+0116 (T5.5)で、1億2000万年前のABドラダス移動銀河団の一員である。^[42]もうひとつの重要な発見は、最も近い惑星状質量天体のSIMP J013656.5+093347 (T2.5、12.7 ±1.0 M _J )で、2億年前のカリーナ近距離移動銀河団の一員である。^[3]この天体も2.4時間周期で変動しており、これはおそらく雲によるものである。^{[43]この天体は}オーロラによる電波放射も示している。^[44]他の若い恒星の集団からも若いT型矮星候補が知られており、これらの天体はフィールドT型矮星と比較して赤い色をしている。^{[45]直接撮影された若い太陽系外惑星や惑星質量の伴惑星は、} 51エリダニb （T4.5-T6）のようにTスペクトル型を示すことがある。^[4]

最も変動の大きい褐色矮星のうち2つは、最大20%の変動を示すT型矮星ルーマン16B ^[46]と、最大26%の振幅で変動する2MASS J2139+02である。 ^[47] T型矮星、特に若い早期型T型矮星は、しばしば変動する。この変動は雲の存在と関連づけられているが、ホットスポットやオーロラなどの他の説明も提案されている。^{[48]これらの早期T型矮星は、}鉄の雲層とその上の斑状のケイ酸塩雲層を持つと考えられている。ケイ酸塩雲はL/T遷移付近で消散し、その結果、斑状のケイ酸塩雲層と、後期L型矮星および早期T型矮星の大きな振幅の変動が生じると考えられている。^[49]雲の崩壊により、より深い層が観測可能になる。これらのより深い層はより暖かく、FeHを含む。これは、初期から中期のT型矮星におけるFeHの再出現と強化、および近赤外線の青色を説明しています。^{[25]後期T型矮星には、}クロム、塩化カリウム、さまざまな硫化物でできた雲層もあるはずです。これらの雲層は薄く、ケイ酸塩雲の上に存在します。^[49]変動のある後期T型矮星の1つはWISE 0458+6434（T8.5）で、1つのエポックで13％変動しました。^[50]

電波放射が検出された最初のT型矮星は、アレシボ電波望遠鏡で発見された2MASS J1047+21 (T6.5)である。^[51]それ以来、惑星質量天体SIMP J013656.5+093347 (T2.5) ^[44]や、電波放射の助けを借りたT型矮星BDR J1750+3809の発見など、電波放射を持つ他のいくつかのT型矮星が発見された。^[52]電波放射を持つ最も冷たいT型矮星はWISEPA J062309.94-045624.6 (T8) である。^[53] T型矮星の電波放射は、後期L型矮星と同様に、オーロラによって生成されると考えられている。さらに、 Hアルファ放射はL4-T8矮星の電波放射と関連付けられることが多く、オーロラに由来すると考えられている。^[54] 2MASS 1237+6526（T6.5）は、2000年に発見された珍しい強いHアルファ放射を持つT型矮星です。^[55] Hアルファ放射、紫外線放射、電波放射は_、冷たい伴星（1-2.8 R🜨 ; <500 K）またはオーロラから来ていると考えられています。^[56]

後期T型矮星連星はL型連星ほど一般的ではない。T5-Y0主星を持つ連星系のうち8±6%のみが連星であり、これらの系は通常、数天文単位（AU）の分離を有する。^[57]よく知られているT型矮星連星の1つはイプシロン・インディBである。^[58]この連星はT1矮星とT6矮星で構成され、2.65 AUの分離で互いを周回する。^[59] T型矮星三重連星系も存在し、2M0838+15は発見された最初の完全に分解された三重T型矮星である。^[60]

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