锂燃烧

锂燃烧普遍存在于棕矮星，但不存在于低质量恒星中。恒星，其定义为核心足以达到氢融合的高温（2.5 × 10^6K）条件，迅速的消耗掉它们的锂。当出现锂-7和质子碰撞时会产生两个氦-4的原子核，而出现这种反应的温度正在氢融合所必须的温度之下。在低质量的恒星，对流确保整体的锂很容易耗尽，因此在棕矮星的候选者中，是否存在锂的谱线是个很重要的指标，存在的可能是棕矮星，否则它就是颗次恒星。

简介锂燃烧普遍存在于棕矮星，但不存在于低质量恒星中。恒星，其定义为核心足以达到氢融合的高温（2.5 × 106K）条件，迅速的消耗掉它们的锂。当出现锂-7和质子碰撞时会产生两个氦-4的原子核，而出现这种反应的温度正在氢融合所必须的温度之下。在低质量的恒星，对流确保整体的锂很容易耗尽，因此在棕矮星的候选者中，是否存在锂的谱线是个很重要的指标，存在的可能是棕矮星，否则它就是颗次恒星。

对53颗金牛T星锂丰度的研究，已经发现锂枯竭强烈的与大小相关联，暗示锂燃烧融合是经由P-P链进行的。当前主序最后阶段的高度对流和不稳定期间，林忠收缩可能是金牛T星能量的主要来源之一。快速自转往往会提高混合，增加锂的运输进入更深层，使它们在那里被摧毁。今年T星的自转速度会随着年龄的长，通过收缩使自转加速，以使角动量守恒。随着年龄的增长，这会导致锂的流失率增加。锂燃烧也会增著温度和质量的增加而增加，并且大多数锂燃烧的持续都会稍微超过一亿年。

锂燃烧的P-P链如下所示：

P + Li-6 → Be-7 （不稳定）

Be-7 + e → Li-7 + ν

P + Li-7 → Be-8 （不稳定）

Be-8 → 2He-4 + 能量

这不会发生在质量低于木星60倍的天体。用这种方法，可以依据锂的消耗来计算恒星的年龄。

使用锂来区分棕矮星的候选者和低质量恒星的方法称为锂测试，最早是由Rafael Rebolo和他的同事发展出来的。质量更大的恒星，像是我们的太阳，可以将锂保存在外层的大气，永远不会获得锂枯竭所需要的温度，但这可以从它们的大小与棕矮星区分开来。在质量上限的棕矮星，在它们年轻的时候就热到可以耗尽它们的锂。但质量超过65的棕矮星，在它们5亿岁的时候也会耗尽它们的锂，因此这种测试还不是完美的。1

核聚变核聚变，又称核融合、融合反应或聚变反应，是指将两个较轻的核结合而形成一个较重的核和一个很轻的核（或粒子）的一种核反应形式。在此过程中，物质没有守恒，因为有一部分正在聚变的原子核的物质被转化为光子（能量）。核聚变是给活跃的或“主序的”恒星提供能量的过程。

两个较轻的核在融合过程中产生质量亏损而释放出巨大的能量，两个轻核在发生聚变时虽然因它们都带正电荷而彼此排斥，然而两个能量足够高的核迎面相遇，它们就能相当紧密地聚集在一起，以致核力能够克服库仑斥力而发生核反应，这个反应叫做核聚变。

举例：两个质量小的原子，比方说两个氚，在一定条件下（如超高温和高压），会发生原子核互相聚合作用，生成中子和氦-4，并伴随着巨大的能量释放。1

褐矮星褐矮星又称棕矮星，是质量太低，在核心不能维持大规模的氢融合反应，与主序恒星不同的次恒星。它们的质量据有最重的气体巨星和最轻的恒星，质量上限大约在75至80木星质量（MJ）。褐矮星的质量至少超过氘融合所需要的13MJ，而超过〜65MJ，锂融合就可以进行。

在2013年3月，有一篇论文提出质量非常低的褐矮星和巨大行星的分界大约在〜13木星质量，引起了学界的讨论。相似的研究涉及DENIS-P J082303.1-491201 b，在2014年3月发现的一个极低温的联星系统，质量较低的成员大约只有29木星质量，并且被列名为质量最大的系外行星。尽管如此，一个学派认为要基于形成；另一派认为要依据内部的物理。

褐矮星一样可以依据光谱分类，主要的类型有M、L、T、和Y。不管它们的名称，褐矮星有着不同的颜色。依据A. J. Burgasser的说法，以人类的眼睛所见，许多的褐矮星看起来都是洋红色，而另外的来源则指出还有橙色和红色。褐矮星在可见光的亮度都不会很亮，在早期研究的库马尔（Kumar）称它们是黑矮星、红外矮星或红矮星。然而，黑矮星这个名词现在专指白矮星冷却后的状态，红矮星会融合氢，而褐矮星只在它们生命的早期可以在可见光观测到，所以Jill Tarter建议褐矮星的名称是指在红色和黑色中间的颜色。

另一次辩论是褐矮星在它们的生命史上是否在某个点上经历过核聚变反应。已知有些行星绕着褐矮星：2M1207b、MOA-2007-BLG-192Lb、和2MASS J044144b。褐矮星可能从核心到表面全部都是对流层，因此在不同的深度上不会有化学成分的差异。

2013年，在和地球相距6.5光年的位置上发现了褐矮星组成的联星系统，Luhman 16，是已知距离最近的褐矮星。1

本词条内容贡献者为:

黎明 - 副教授 - 西南大学