Hnědý trpaslík

Hnědý trpaslík je vesmírné těleso, které vznikne z protohvězdy, která nemá dostatečnou hmotnost, aby v ní mohly probíhat veškeré termonukleární reakce (kromě slučování deuteria). Z tohoto hlediska se považuje za přechod mezi planetou a hvězdou.

Jde o objekt s hmotností v rozmezí 13 až 80 hmotností planety Jupiter (M_J).[3] Při vyšší hmotnosti než 80 M_J (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 M_J nedojde ani k deuteriovým reakcím a z objektu se tak stane jen obří planeta (někdy se tyto objekty označují jako hnědí podtrpaslíci).

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.[3]

Schematické zobrazení hnědého trpaslíka v programu Celestia

Termonukleární fúze hvězdám pokrývá energii, kterou vyzáří do prostoru, jsou tedy energeticky vyvážené. Rozdílem mezi plně funkční hvězdou a hnědým trpaslíkem jsou teplota a tlak: K zažehnutí termonukleárních reakcí je třeba teplota alespoň 8×10⁶ K, aby se mohl přeměňovat i lehký vodík na helium. Hnědý trpaslík ale této teploty nedosahuje. Sice v nich některé termojaderné syntézy probíhají, nedochází však ke slučování lehkého vodíku ¹H.

Energie takto získaná znamená pro hnědého trpaslíka příspěvek pro zářivou energii, která např. u objektů o 15násobku hmotnosti Jupitera (15 M_J) vystačí asi na sto milionů let. Naopak pro těleso, jehož hmotnost je menší než 13 M_J, je tento energetický příspěvek zanedbatelný.[3] Tato hmotnost je proto považována za hranici mezi hnědým trpaslíkem a obří planetou (případně hnědým podtrpaslíkem).

Nejde ovšem o přesnou hodnotu, 13 M_J je spíše jen momentálně všeobecně přijímaná mez. Deuteriové reakce mohou přinášet dokonce i natolik málo energie, že trpaslík začne chladnout ještě před jeho úplným vyčerpáním, a dlouhodobě jen slabě žhnout. Dosažení stavu planety pak lze prohlásit při teplotě 1000 K.^[zdroj?]

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.[3] 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.