Cosmogonia

Cosmogonia (ou Cosmogenia) é qualquer modelo relacionado à existência (ou seja, a origem) quer seja do cosmos (ou o universo), ou da chamada realidade dos seres sencientes.A cosmogonia é a especulação sobre a origem e formação do mundo que se encontra em muitos mitos religiosos e na filosofia dos pré-socráticos, principalmente Tales de Mileto, o primeiro a buscar a origem de todas as coisas, acreditando encontrá-las na água,considerada por ele como a substancia primordial do universo.

Etimologia

A palavra vem do grego koiné κοσμογονία (de κόσμος "Cosmos, o mundo") e da raiz de γί(γ)νομαι / γέγονα ("entrar em um novo estado de ser").Em astronomia, cosmogonia refere-se ao estudo da origem de determinados objetos ou sistemas astrofísicos, e é mais comumente usada em referência à origem do universo, o sistema solar, ou o sistema Terra-Lua.

Cosmogênese

Cosmogênese se refere ao surgimento e evolução do cosmo. Já foram propostas diversas teorias que tentam explicar a origem do Universo, tanto no contexto científico (cosmologia e astrofísica), quanto por parte das religiões e na mitologia.

As primeiras tentativas do homem de explicar a origem do mundo foram os mitos. A mitologia grega, por exemplo, diz que no princípio havia o Caos, e em algum momento surgiu Érebo, o lugar desconhecido onde a morte mora, e Nix, a noite. Havia apenas silêncio e vazio. Então, Eros nasce produzindo um início de ordem, e se faz Luz e Dia, e a terra (Gaia) aparece. Érebo e Nix copulam e dão nascimento a Éter, a luz celestial, e Dia, a luz terrena. Gaia, por si só, gera Urano, o céu. Urano torna-se o esposo de Gaia e a cobre por todos os lados. Da união de Urano e Gaia surgem todas as criaturas, Titãs, Ciclopes e Hecatonquiros.

A ciência atual aceita a teoria do big bang. Segundo esta teoria, o Universo teria surgido de uma grande explosão há cerca de 13 bilhões de anos, quando então as primeiras estrelas e galáxias se formaram.

Na Bíblia, o livro do Gênesis narra a criação do mundo pelo Senhor Deus, começando pela criação do céu e da terra e a separação das águas, em seis dias, tendo no sétimo dia Deus descansado. Hoje, a Teologia liberal considera esta narrativa alegórica, abandonando seu sentido literal. A Igreja Católica Romana atualmente aceita a teoria científica do big bang.

Segundo a cabala, a tradição esotérica e mística do judaísmo, a criação do mundo e do Homem deu-se por emanações de um princípio chamado de Ain Soph. Estas emanações são chamadas de Sephiroth, em número de dez, e o seu conjunto forma a árvore da vida, que representa esotericamente o Homem Arquetípico, Homem Primordial, Adam Kadmon. O mundo material é representado na árvore da vida por sua base, que é associada a Adonai (veja: Tetragrammaton).

Na Teosofia, filosofia esotérica fundada por Helena Petrovna Blavatsky e outros, explica-se que o cosmo é emanado de um princípio que é chamado de Parabrahman, e que não é o deus criador das religiões monoteístas. Esta manifestação do cosmo ocorre de forma periódica, em um ciclo eterno, sem início nem fim.

Blavatsky descreve esta teoria em seu livro A Doutrina Secreta (1888) que, segundo ela própria, tem como inspiração pergaminhos muito antigos, chamados de Estâncias de Dzyan, os quais ela teria tido acesso e teria estudado. A cosmogênese da Teosofia tem suas raizes na filosofia oriental, particularmente o hinduismo e o budismo e influenciou as chamadas ciências ocultas.

Atomismo

No quinto século aC os filósofos Demócrito e Leucipo propuseram a Teoria Atomística da Matéria. Eles declaravam que tudo era feito não pelos 4 elementos, mas por ÁTOMOS, que seriam partículas minúsculas de cada substância.

Essa Teoria Atomística era muito diferente da concepção atômica científica atual. Átomo significa "Indivisível", o que o nosso Átomo não é. Segundo essa teoria, havia inúmeros tipos de átomos com formas diferentes, alguns eram redondos, outros cúbicos, piramidais, ou mesmo com encaixes complexos. Também propunha que existiam infinitos átomos e que estes eram indestrutíveis.

Os átomos da água seriam aredondados, de modo que não ficam presos uns aos outros, por isso a fluidez, já os átomos dos objetos sólidos seriam dotados de pequenas partes que se encaixavam uns nos outros, de modo que quanto mais seguros eram os encaixes, mais rígido era o material.

A Teoria Atomística também era diferente de tudo o que havia na época, ela preconizava que havia uma entidade fundamental imutável do Universo, o Átomo, mas ao mesmo tempo demonstrava por que tudo estava em constante mutação, pois os átomos tinham a propriedade de se unir e se soltar.

O mais peculiar na Teoria Atomística era sua concepção de natureza totalmente casual e aleatória. Segundo os atomistas, não havia nenhuma inteligência governando o Universo, tudo era obra do acaso. A própria criação do Universo era casual.

O Universo não passava de um imenso espaço vazio totalmente preenchido pelos mais diversos tipos de átomos que vivam a se mover e ocasionalmente se chocar uns nos outros, alguns então se encaixavam aleatóriamente, de modo que o surgimento do Mundo era uma obra de puro acaso e sem qualquer propósito, porém uma vez criado uma estrutura básica, o primeiros seres vivos por exemplo, esse seres passavam então a interferir intencionalmente, contribuindo para a construção do mundo.

Segundo os atomistas, havia infinitos mundos em todo os Universo sendo criados ou destruídos, assim como o nosso mundo um dia iria se desfazer. Como o Universo era Eterno, as possibilidades eram então infinitas.

Dessa forma, o Atomismo foi muito provavelmente a primeira linha de pensamento da história a propor uma criação por obra do puro acaso, sem qualquer divindade ou Logos. Propunha também que a alma era formada por átomos que circundam o corpo, mas que com o fim do corpo, também era desfeito, e dessa forma o Atomismo também pregava a não continuidade da existência após a morte.

Foi a primeira forma de pensamento Materialista e Niilista, mas curiosamente, apesar da diferenças de conceitos do Átomo de Demócrito e de Leucipo para o Átomo atual, eles anteciparam algumas da descobertas modernas.

Cartografia Celeste

Cartografia celeste,uranografia ou cartografia estelar é um ramo da astronomia e da cartografia preocupada com o mapeamento de estrelas, galáxias e outros objetos astronômicos na esfera celeste. Medir a posição e o brilho dos objetos mapeados requer vários tipos de instrumentos e técnica. Essas técnicas se desenvolveram a partir de medidas de ângulos com quadrantes a olho nu. Depois vieran as medidas com sextantes, que também continham lentes para a medida da magnitude do brilho do objeto. Atualmente tais medidas são computadorizadas com o auxílio de telescópios automáticos, espaciais ou terrestres.

Os uranógrafos contribuíram para a história da astronomia com o posicionamento de planetas, tabela de estrelas e cartas celestes para a astronomia amadora e profissional. Mas, hoje em dia, mapas celestes foram compilados por computadores e o posicionamento automático dos telescópios é possível usando bancos de dados estelares e de outros objetos astronômicos.

Etimologia

A palavra "uranografia" derivado grego "ουρανογραφια" (koiné ουρανος "céu" + γραφειν "escrever"), passado ao latim uranographia. No Renascimento, Uranographia foi usado como título de vários atlas celestes.Durante o século XIX, "uranografia" foi definido como "a descrição dos céus". Elijah H. Burritt redefiniu o termo para "a geografia dos céus".

Astrometria

Também conhecido como a astronomia de posição, é o ramo da astronomia que lida com a posição das estrelas e outros corpos celestiais, suas distâncias e movimentos.

Catálogos estelares

Uma fonte determinante para o desenho de cartas estelares é naturalmente uma tabela estelar. É proeminente quando comparado os "mapas celestes" imaginários do Poeticon Astronomicon - ilustrações acompanhadas de um texto narrativo da Antiguidade, aos mapas estelares de Johann Bayer, baseado nas medidas precisas de Tycho Brahe das posições das estrelas.

Tabelas estelares de importância histórica

Cerca de 150 d.C., Almagesto - contém a última tabela estelar conhecida da Antiguidade, preparado por Ptolomeu. Contém 1028 estrelas.
1627, Tabelas Rudolfinas - contém a primeira tabela da época do Iluminismo, baseada nas medições de Tycho Brahe. Contém 1005 estrelas.
1690, Prodromus Astronomiae - de Johannes Hevelius, para a sua obra Firmamentum Sobiescanum. Contém 1564 estrelas.
Catálogo Britânico - de John Flamsteed, para a sua obra Atlas Coelestis. Contém mais de 3000 estrelas com precisão de 10".
1903, Bonner Durchmusterung - de Friedrich Wilhelm Argelander e colaboradores. Contém cerca de 460 000 estrelas.

Atlas estelares

Estrelas vistas a olho nu

Século XV a.C. - O teto da tumba TT71, do arquiteto e ministro egípcio Senenmut, que serviu à faraó Hatshepsut, é adornada com um grande atlas estelar.
Cerca de 1 d.C. - Poeticon astronomicon, alegadamente de Gaius Julius Hyginus.
1092 - Xin Yi Xiang Fa Yao (新儀 象法要), de Su Song, um tratado horológico que contém a primeira carta celeste impressa. Os mapas estelares de Su SOng também destacam a posição correta da estrela Polar, que foi decifrado graças às observações astronômicas do colega de Su Song, o polimata Shen Kuo.
1515 - as primeiras cartas estelares impressas na Europa,[8] publicadas em Nuremberg, de Albrecht Dürer.
1603 - Uranometria, de Johann Bayer, o primeiro mapa celeste ocidental baseado nas Tabelas Rudolfinas, de Tycho Brahe e Johannes Kepler.
1627, Julius Schiller publicou o atlas estelar Coelum Stellatum Christianum, que substituiu constelações pagãs por figuras da bíblia e do cristianismo primitivo.
1660 - o décimo primeiro volume de Atlas Maior, de Johannes Janssonius, destacou a Harmonia Macrocosmica, de Andreas Cellarius.
1693 - Firmamentum Sobiescanum sive Uranometria, de Johannes Hevelius, um mapa estelar atualizado com posições de várias novas estrelas baseado no Prodromus astronomiae (1690). Contém 1564 estrelas.

Estrelas vistas com o auxílio de telescópios

1729, Atlas Coelestis, de John Flamsteed.
1801, Uranographia, de Johann Elert Bode.
1843, Uranometria Nova, de Friedrich Wilhelm Argelander.

Estrelas vistas fotograficamente

1914, Franklin-Adams Charts, de John Franklin-Adams, um dos primeiros atlas fotográficos.
The Falkau Atlas (Hans Vehrenberg). Compila as estrelas de magnitude aparente 13.
Atlas Stellarum (Hans Vehrenberg). Compila as estrelas de magnitude aparente 14.
True Visual Magnitude Photographic Star Atlas (Christos Papadopoulos). Compila as estrelas de magnitude aparente 13,5.

Atlas estelares modernos

Bright Star Atlas – Wil Tirion. Compila as estrelas de magnitude aparente 6,5.
Cambridge Star Atlas – Wil Tirion. Compila as estrelas de magnitude aparente 6,5.
Norton's Star Atlas and Reference Handbook – Ian Ridpath. Compila as estrelas de magnitude aparente 6,5.
Stars & Planets Guide – Ian Ridpath e Wil Tirion. Compila as estrelas de magnitude aparente 6,0.
Cambridge Double Star Atlas - James Mullaney e Wil Tirion. Compila as estrelas de magnitude aparente 7,5.
Cambridge Atlas of Herschel Objects - James Mullaney e Wil Tirion. Compila as estrelas de magnitude aparente 7,5.
Pocket Sky Atlas – Roger Sinnott. Compila as estrelas de magnitude aparente 7,5.
Deep Sky Reiseatlas – Michael Feiler e Philip Noack. Compila as estrelas de magnitude aparente 7,5.
Atlas Coeli Skalnate Pleso (Atlas dos céus) – Antonín Bečvář. Compila as estrelas de magnitude aparente 7,75 e cerca de 12000 aglomerados estelares, galáxias e nebulosas.
SkyAtlas 2000.0 – Wil Tirion e Roger Sinnott. Compila as estrelas de magnitude aparente 8,5.
Uranometria 2000.0 Deep Sky Atlas (1987) – Wil Tirion, Barry Rappaport e Will Remaklus. Compila as estrelas de magnitude aparente 9,7, com regiões específicas tendo estrelas compiladas a uma magnitude aparente de 11,5.
Herald-Bobroff AstroAtlas – David Herald e Peter Bobroff. Compila as estrelas de magnitude aparente 9 nos principais mapas e alcança estrelas de magnitude 14 em regiões específicas do céu.
Millennium Star Atlas – Roger Sinnott e Michael Perryman. Compila as estrelas de magnitude aparente 11.
Field Guide to the Stars and Planets – Jay M. Pasachoff e Wil Tirion. Compila as estrelas de magnitude aparente 7,5.
SkyGX – Christopher Watson. Compila as estrelas de magnitude aparente 12.
The Great Atlas of the Sky – Piotr Brych. Compila 2 400 000 estrelas de magnitude aparente 12 e galáxias de magnitude 18.

Atlas estelares computadorizados

Cartes du Ciel
Celestia
CyberSky
Google Sky
KStars
Stellarium
SKY-MAP.ORG
SkyMap Online
WorldWide Telescope
XEphem, para sistemas Unix

Formação e Evolução De Galáxias

A formação de galáxias é uma das áreas de investigação mais ativas da astrofísica, e em certo sentido, isto também se aplica à evolução das galáxias. Entretanto, há algumas idéias que já estão amplamente aceitas.

O que se pensa atualmente é que a formação de galáxias procede diretamente das teorias de formação de estruturas, formadas como resultado das fracas flutuações quânticas no despertar do Big Bang. As simulações de N-corpos também tem podido fazer previsões sobre os tipos de estruturas, as morfologias e a distribuição de galáxias que observamos hoje em nosso Universo atual e, examinando as galáxias distantes, no Universo primordial.

Estrela De Nêutrons

As estrelas de nêutrons ou estrelas de neutrões são corpos celestes supermassivos, ultracompactos e com gravidade extremamente alta.

A partir de estudos teóricos e observações astronômicas, sabe-se que a densidade no centro destas estrelas é enorme, da ordem de 1015 g/cm³.

Devido à alta gravidade superficial, os feixes de luz que passam próximos a algumas estrelas de nêutrons são desviados, ocasionando distorções visuais, muitas vezes aberrações cromáticas ou o efeito chamado de lente gravitacional.

Estrelas de nêutrons são um dos possíveis estágios finais na vida de uma estrela. Elas são criadas quando estrelas com massa maior a oito vezes a do Sol esgotam sua energia nuclear e passam por uma explosão de supernova.

Essa explosão ejeta as camadas mais externas da estrela, formando um remanescente de supernova. Instantes antes da explosão, a região central da estrela se contrai com a gravidade, fazendo com que elétrons sejam empurrados para os núcleos dos átomos e se combinem com prótons formando nêutrons, sendo a razão do nome "estrela de nêutrons".

Formação

Alguns tipos de estrelas, ao chegarem ao final de suas vidas, após passarem por períodos turbulentos, onde muitas vezes explosões violentas ejetam matéria para o espaço, adquirem a forma de uma estrela de nêutrons.

Na estrela de nêutrons, as reações nucleares que fornecem energia às estrelas cessou. A força de gravidade, sem a contrapartida da atividade nuclear, comprime a matéria dentro de uma esfera de raio muito pequeno, de algumas dezenas de quilômetros.

A matéria, que anteriormente estava sob a forma de hidrogênio, hélio etc, perde então suas características de carga, e seus elétrons, devido aos efeitos de pressões enormes, são empurrados para o núcleo dos átomos e, unindo-se aos prótons, são convertidos em nêutrons.

Características

Este corpo é extremamente massivo e gira muito rápido; seu período de rotação pode alcançar milésimos de segundo.

Essas estrelas possuem um campo magnético muito forte, e a pouca radiação que escapa da sua superfície são ondas de rádio, raios gama etc, na forma de jatos com a direção do eixo magnético norte-sul. Esse eixo, não necessariamente, coincide com o eixo de rotação da estrela, fazendo com que o canhão de partículas varra regiões diferentes durante sua rotação, ao invés de ficar apontado para uma única região do espaço. Quando isso acontece, temos o pulsar, que nada mais é que o canhão de radiação da estrela apontado para nós periodicamente.

O interior de uma estrela de nêutrons consiste de um núcleo grande, formado basicamente por nêutrons, e um pequeno número de prótons supercondutores. Novamente, a baixas temperaturas, os prótons supercondutores, combinados com a alta velocidade de rotação da estrela, produzem um efeito dínamo, semelhante ao responsável pelo campo magnético da Terra. Ao redor do núcleo, encontra-se um manto de nêutrons, seguido por uma camada de núcleos de ferro e elétrons livres.

Forma de detecção

Observa-se esta radiação pulsante em detectores de rádio. Um pulso periódico é muito preciso, mais preciso que o melhor relógio atômico.

O primeiro pulsar foi descoberto, acidentalmente, em 1967, quando cientistas buscavam fontes de rádio que estivessem distantes, utilizando para isso um radiotelescópio especial, sensível às ondas de rádio de rápida variabilidade, que haviam sido construídos. Encontraram um objeto que emitia pulsos de radiação em intervalos de tempo extremamente precisos e, por causa dessa precisão de pulso, suspeitaram até mesmo de um sinal alienígena.

Estrelas de nêutrons binárias

O pulsar PSR 1913+16 é um sistema orbitado por estrelas de nêutrons com uma separação máxima de apenas um raio solar entre elas. Possui movimentos rápidos, e as observações indicam que o período orbital desse sistema deve diminuir relativamente rápido, tendo em vista seu forte sinal de onda gravitacional; desde 1975 o período já diminuiu de 10 segundos.

Pulsares

Pulsar ou pulsares são estrelas de nêutrons muito pequenas e muito densas.

Os pulsares podem apresentar um campo gravitacional até 1 bilhão de vezes o campo gravitacional terrestre. Eles provavelmente são os restos de estrelas que entraram em colapso ou de supernovas

À medida que uma estrela vai perdendo energia, sua matéria é comprimida em direção ao seu centro, ficando cada vez mais densa. Quanto mais a matéria da estrela se move em direção ao seu centro, mais rápido ela gira.

Eles emitem um fluxo de energia constante. Essa energia é concentrada em um fluxo de partículas eletromagnéticas que são emitidas a partir dos pólos magnéticos da estrela. Quando a estrela gira, o feixe de energia é espalhado no espaço, como o feixe de luz de um farol. Somente quando o feixe incide sobre a Terra é que podemos detectar os pulsares através de radiotelescópios.

A luz emitida pelos pulsares no espectro visível é tão pequena que não é possível observá-la a olho nu. Somente os radiotelescópios podem detectar a forte energia que eles emitem.

Discos de acreção

No caso de uma supernova ocorrer em um sistema binário, a companheira da supernova pode sofrer alguns danos em suas camadas superficiais e mesmo assim continuar sua vida. Com isso, uma estrela de nêutrons será formada próximo à outra estrela. Quando esta estrela evoluir para uma gigante vermelha, o seu gás irá espiralar em direção à estrela de nêutrons. Esse gás que é tragado pela estrela de nêutrons formará um espesso disco ao redor dela; tal disco é chamado de disco de acreção.

O atrito que existe entre camadas de gás nas órbitas próximas ao longo do disco de acreção leva à perda de momento angular e ao movimento de queda em espiral em direção à superfície da estrela de nêutrons. O gás em espiral move-se em direção ao campo gravitacional da estrela de nêutrons, então sua energia gravitacional é convertida na forma de energia térmica dentro do disco de acreção.

Na parte interna do disco de acreção a energia gravitacional é liberada com maior intensidade, atingindo uma temperatura média de milhões de graus. Uma enorme fonte de energia torna-se presente nessa região, onde há grande emissão de radiações, tais como ultravioleta e raios-x.

A pressão na estrela de nêutrons pode sofrer um grande aumento se o gás for transferido em uma quantidade relativamente alta do disco de acreção para a estrela de nêutrons; dessa forma, a energia fica acumulada, e assim, eventualmente, o gás é expulso da estrela de nêutrons, fazendo com que existam fortes correntes de gás em sua órbita.

Estrela Compacta

Em astronomia, uma estrela compacta (algumas vezes chamado de objeto compacto) é uma estrela que é uma anã branca, uma estrela de nêutron, uma estrela exótica, ou um buraco negro. "Estrela compacta" é geralmente utilizado quando a natureza exata de uma estrela é desconhecida, mas evidências sugerem que ela é muita massiva e possui um pequeno raio, o que leva a uma das possibilidades supracitadas.

Estrelas compactas como o ponto final da evolução estelar

Estrelas compactas formam o ponto final da evolução estelar. A estrela brilha e então perde energia. A perda de energia pela superfície radiante é compensada pela produção pela energia (pela fusão nuclear) no interior da estrela. Quando uma estrela gasta toda sua energia (morte estelar), a pressão do gás do interior quente não consegue suportar mais o peso e a estrela colapsa a um estado mais denso: uma estrela compacta. Isso é análogo a diferença entre os gases e sólidos. Sobre a superfície dura alguém poderia pousar com um foguete, se esperasse o tempo suficiente para o resfriamento e de o foguete suportasse a enorme força gravitacional (particularmente a de maré). Note que o tempo de resfriamento típico são muito maiores que a idade presente do universo.

Estrelas compactas duram para sempre

A estrutura das estrelas compactas são independentes da temperatura. Elas poderiam simplesmente permanecer lá para sempre, brilhando e esfriando (por isso a terminologia "ponto final da evolução estelar"). A pressão é alimentada por outros meios, que (contanto que o átomo de hidrogênio permaneça estável) não se altera com o tempo.

Eventualmente, dado tempo suficiente (onde entramos no então chamado era degenerada do universo), todas estrelas pararão de brilhar e evoluirão para estrelas compactas.

Alguns cientistas definem uma classe mais ampla de objetos compactos como estrelas mais objetos sólidos menores tais como planetas, asteróides, e cometas. Estes objetos compactos são os únicos objetos no universo que podem existir em baixas temperaturas. Há uma variedade notável de estrelas e outras aglomerações da matéria, mas toda a matéria no universo tem que terminar eventualmente em uma das cinco classes de objetos compactos.

Experimento mental na construção de objetos compactos

Suponha nós façamos um experimento mental e construímos um objeto frio pela adição de massa e ignoramos a pressão térmica. Como isso suportará a força gravitacional? Realizando isso, nós encontramos os cinco possíveis objetos: planeta (e semelhantes) , anã branca, estrela de nêutron, estrela exótica, e buraco negro.

Planetas

Sob baixa densidade (planetas e semelhantes) os objetos se mantêm-se coesos devido as forças eletromagnéticas (ligações químicas entre os átomos e repulsão entre elétrons), que permitem objetos duros como pedras. Os objetos são tão duros que eles podem lidar facilmente com a gravidade aumentada devido a adição de sua massa. Então, adicionando mais massa (fria) implicam objetos maiores (raio aumenta com massa). Isto corresponde ao nosso pensamento intuitivo.

Eventualmente um ponto é alcançado onde toda a matéria é íonizada, os elétrons são arrancados dos núcleos e permanecem livres. Nenhuma ligação química pode unir o objeto. Este ponto é alcançado no centro do planeta Júpiter. Quando ao adicionar mais massa a Júpiter e o aumento de pressão for menor que o aumento de gravidade, então o raio do planeta diminuiria com o aumento da massa e, portanto, O objeto encolheria.

Objeto Subestelar

Um objeto subestelar, é um objeto astronômico cuja massa é menor que a menor massa, aproximadamente 0.08 massas solares, necessária para que uma estrela possa manter a fusão do hirogênio. Essa definição inclui as anãs marrons, objetos que já foram estrelas, como a EF Eridani B, e também pode incluir objetos de massa planetária, independente de seus mecanismos de formação ou se eles se encontram ou não associados a uma estrela primária.

Pressupondo que um objeto subestelar possui uma composição similar à do Sol e pelo menos a massa de Júpiter (aproximadamente 10−3 massas solares), seu raio seria comparável ao de Júpiter (aproximadamente 0.1 raios solares). Isso acontece porque o centro de tal objeto substelar pouco abaixo do limite necessário para iniciar a combustão do hidrogênio se encontraria bastante degenerado, com uma densidade de ≈103 g/cm3, mas essa degeneração abranda na medida em que a massa diminui até o ponto em que, com uma massa semelhante à de Júpiter, um objeto substelar teria uma densidade no centro menor que 10 g/cm3. A diminuição da densidade equilibra a diminuissão da massa, mantendo o valor do raio constante.

Um objeto subestelar com uma massa pouco abaixo do ponto de fusão do hidrogênio poderia dar início à fusão do hidrogênio temporáriamente em seu núcleo, apesar dessa fusão fornecer alguma energia, ela não seria o bastante para conter a contração gravitacional em andamento; da mesma forma, apesar de um objeto cuja massa corresponde a aproximadamente 0.013 massas solares ser capaz de manter a fusão do deutério por algum tempo, essa fonte de energia se esgotaria em num espaço de tempo de aproximadamente 106 a 108 anos. Excluindo-se essas fontes, a radiação de um objeto subestelar isolado viria apenas da liberação de sua energia gravitacional potencial, provocando o resfriamento e a contração do objeto. Um objeto subestelar orbitando uma estrela se contrairia mais lentamente, por ser aquecido pela estrela, evoluindo em direção ao estado de equilíbrio, no qual o corpo emite a mesma quantidade de energia que recebe da estrela.