Hnědý trpaslík
Hnědý trpaslík je subhvězdný objekt, který nevyzařuje světlo a energii díky termonukleárním reakcím jako hvězdy hlavní posloupnosti, ale má vodivý povrch a jádro. V jádře sice probíhá syntéza deuteria, ale teplota a tlak nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze těžších prvků z (běžného) lehkého vodíku.
Vyzařuje rádiové a infračervené záření, někdy také viditelné světlo o velmi dlouhé vlnové délce, tj. červené světlo. Název hnědý trpaslík zavedla Jill Tarter,[1] aby odlišila tyto subhvězdné objekty od červených trpaslíků, což jsou skutečné, i když málo hmotné hvězdy.
Obsah |
[editovat] Definice a vznik
Hnědý trpaslík je vesmírné těleso, které vznikne z protohvězdy, která nemá dostatečnou hmotnost, aby v ní mohly probíhat veškeré termonukleární reakce. Z tohoto hlediska se považuje za přechod mezi planetou a hvězdou.
Jde o objekt s hmotností v rozmezí 13 až 80 hmotností planety Jupiter (MJ).[2] Při vyšší hmotnosti než 80 MJ (odpovídá 0,08 hmotnosti našeho Slunce) dosáhne těleso ve svém jádře teploty potřebné k spalování lehkého vodíku: stane se tedy hvězdou. Naopak při nižší hmotnosti než 13 MJ nedojde ani k deuteriovým reakcím a objektu se tak stane jen obří planeta.
Existence hnědých trpaslíků byla prokázána roku 1995, do té doby byly jen hypotetickými objekty. Dnes jich známe mnoho, velkým nalezištěm je hvězdokupa Plejády, skupina hvězd starých jen několik set milionů let.[2]
[editovat] Energie hnědých trpaslíků
Rozdílem mezi hvězdou a hnědým trpaslíkem je teplota: k zažehnutí termonukleárních reakcí je třeba teplota alespoň 8×106 K, tehdy dochází k přeměně vodíku na helium. Hnědý trpaslík ale této teploty nedosáhne a v jeho nitru může docházet na počátku jeho vývoje jen k deuteriovým reakcím, kdy se lehké prvky mění na helium:
2D + 1H = 3He + γ
Energie takto získaná znamená pro hnědého trpaslíka příspěvek pro zářivou energii, která např. u objektů o 15-násobku hmotnosti Jupitera (15 MJ) vystačí asi na sto milionů let. Naopak pro těleso, jehož hmotnost je menší než 13 MJ, je tento energetický příspěvek zanedbatelný.[2] Tato hmotnost objektu je proto považována za hranici mezi hnědým trpaslíkem a obří planetou.
Pro hvězdy znamenají termonukleární reakce pokrytí energie, kterou hvězda vyzáří do prostoru. Uvedené deuteriové reakce ale nestačí k energetickému vyrovnání hnědého trpaslíka, protože lehkých prvků je nedostatek a přispívají jen malým množstvím k produkci energie. Hnědý trpaslík proto průběžně chladne.
[editovat] Vývoj hnědých trpaslíků
Vývoj těchto objektů je určen jeho počáteční hmotností. Ta je u hnědých trpaslíků menší než 0,08 hmotností Slunce a proto nemůže dojít k zapálení vodíkových reakcí, které by pokryly energetické ztráty na povrchu. Objekt se pak gravitačně hroutí do doby, než elektronová degenerace postoupí do vnitřních vrstev.[2] Svrchní vrstvy, kterých se elektronová degenerace ještě nedotkla, stále gravitačně kontrahují, ale změny v poloměru jsou nepatrné. Jakmile degenerace postoupí i do svrchních vrstev, kontrakce se zcela zastaví. Pak ještě objekt září na úkor své vnitřní energie, jeho vnitřní i povrchová teplota klesá, až se z něj stane tmavý, nezářící objekt – černý trpaslík.
[editovat] Odkazy
[editovat] Reference
- ↑ If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?
- ↑ a b c d Hnědí trpaslíci [online]. Sdružení Aldebaran Group for Astrophysics, [cit. 2010-02-25]. Dostupné online.
[editovat] Související odkazy
[editovat] Externí odkazy
- Hnědí trpaslíci na webu Aldebaran
