A sub-brown dwarf or planetary-mass brown dwarf is an astronomical object that formed in the same manner as stars and brown dwarfs (i.e. through the collapse of a gas cloud) but that has a planetary mass, therefore by definition below the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium (about ).
Some researchers call them rogue planets whereas others call them planetary-mass brown dwarfs. They are sometimes categorized as Y spectral class brown dwarfs.
Sub-brown dwarfs are formed in the manner of stars, through the collapse of a gas cloud (perhaps with the help of photo-erosion) but there is no consensus amongst astronomers on whether the formation process should be taken into account when classifying an object as a planet. Free-floating sub-brown dwarfs can be observationally indistinguishable from rogue planets, which originally formed around a star and were ejected from orbit. Similarly, a sub-brown dwarf formed free-floating in a star cluster may be captured into orbit around a star, making distinguishing sub-brown dwarfs and large planets also difficult. A definition for the term "sub-brown dwarf" was put forward by the IAU Working Group on Extra-Solar Planets (WGESP), which defined it as a free-floating body found in young star clusters below the lower mass cut-off of brown dwarfs.
The smallest mass of gas cloud that could collapse to form a sub-brown dwarf is about 1 Jupiter mass (MJ). This is because to collapse by gravitational contraction requires radiating away energy as heat and this is limited by the opacity of the gas. A 3 MJ candidate is described in a 2007 paper.
There is no consensus whether these companions of stars should be considered sub-brown dwarfs or planets.
WD 0806-661 B
DT Virginis c
FW Tauri b
HD 106906 b
ROXs 42Bb
There is no consensus whether these companions of brown dwarfs should be considered sub-brown dwarfs or planets.
The 5–10MJ companion of 2MASS J04414489+2301513
2M1207b
Also called rogue planets:
WISE 0855–0714 3–10 MJ about 7 light years away
S Ori 52
UGPS 0722-05 10–25 MJ 13 light years away
Cha 110913-773444 5–15 MJ 163 light years away
CFBDSIR 2149−0403 4–7 MJ 130 light years away
OTS 44 11.
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En astronomie, la masse jovienne (M, M ou encore M) est une unité de masse couramment employée pour exprimer la masse des objets substellaires, notamment des exoplanètes géantes gazeuses et des naines brunes. Elle représente la masse de la planète Jupiter, qui vaut , soit (M) ou (M). En , la générale de l'Union astronomique internationale a défini la « masse jovienne nominale », une valeur devant rester constante quelles que soient les améliorations ultérieures de la précision des mesures de M.
vignette|Comparaison des planètes a même échelle (la brillance relative des planètes a été partiellement normalisée). Un objet de masse planétaire, corps planétaire, objet planétaire ou planémo est tout objet céleste suffisamment massif pour atteindre, sous sa propre gravité, l'équilibre hydrostatique, mais pas assez pour maintenir la fusion thermonucléaire de l'hydrogène comme une étoile ni du deutérium comme une naine brune.
vignette|Vue d'artiste de la planète (Osiris), un Jupiter chaud bien connu. vignette|Vue d'artiste de la planète Jupiter chaud de HD 188753 Un Jupiter chaud ou une Jupiter chaude (en anglais : hot Jupiter), aussi nommé quoique rarement planète jovienne épistellaire (epistellar jovian planet) ou pégaside (pegasid), est une planète géante gazeuse de masse comparable ou supérieure à celle de Jupiter () dont la température est supérieure à (~). Lorsque la température dépasse localement , on parle alors de .
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