Hnedý trpaslík

Hnedý trpaslík je substelárny objekt, ktorý nevyžaruje energiu vďaka termonukleárnym reakciám ako hviezdy hlavnej postupnosti, ale má plne vodivý povrch a vnútro. V jeho jadre prebieha po určitú dobu nukleosyntéza deutéria, ale teplota a tlak nie sú postačujúce na to, aby mohla prebehnúť aj nukleosyntéza ľahkého vodíka (prócia). Hnedý trpaslík vyžaruje vlastné rádiové a infračervené, niekedy aj viditeľné svetlo s najdlhšími vlnovými dĺžkami (červené svetlo).

Umelecká predstava hnedého trpaslíka typu T
Hnedý trpaslík Gliese 229B (menší objekt vpravo od materskej hviezdy Gliese 229A

Hnedý trpaslík vzniká z protohviezdy, ktorá nemá dostatočnú hmotnosť na začatie termonukleárnych reakcií. Niekedy sa pojem hnedý trpaslík používa aj na chladnúceho bieleho trpaslíka, v tejto súvislosti sa s ním však možno stretnúť len zriedkavo. Hnedý trpaslík vzniknutý z protohviezdy sa považuje za prechod medzi planétou a hviezdou. Niekedy sa označuje za hviezdu spektrálneho typu L, T alebo Y. Jeho hmotnosť sa pohybuje medzi 13-násobkom hmotnosti Jupitera a 0,08 násobkom hmotnosti Slnka.

Odlíšenie hnedých trpaslíkov od málo hmotných hviezd a od obrovských planét je ťažké. Hnedý trpaslík sa väčšinou vyznačuje prítomnosťou lítia, čím ho možno rozoznať od hviezd, táto metóda však nie je spoľahlivá. Od planét sa zase hnedé trpaslíky odlišujú povrchovou teplotou a žiarivosťou, nie však veľkosťou, pretože tá je u obidvoch typov objektov približne rovnaká. Ich ďalším poznávacím znakom je výskyt metánu, ktorý sa nenachádza vo hviezdach, ale je bežný v atmosférach obrovských planét.

Prvý hnedý trpaslík, Gliese 229b, bol objavený 27. októbra 1994 na observatóriu Mount Palomar. Jeho svietivosť je miliónkrát slabšia ako svietivosť Slnka. K roku 2015 bolo známych viac než 2 800 hnedých trpaslíkov.[1] Podľa predbežného odhadu je ich celkový počet v našej Galaxii porovnateľný s počtom hviezd.

Vznik a vývoj

Hnedé trpaslíky vznikajú podobným procesom ako hviezdy. Na počiatku je chladný plynoprachový mrak, ktorý sa postupne zmršťuje a zahrieva. V strede oblaku, kde je hustota najväčšia, sa formuje protohviezda. Hustota a teplota protohviezdy sa neustále zväčšuje, až napokon jej hmota prejde do stavu elektrónovej degenerácie. Tým sa jej zmršťovanie zastaví ešte predtým, ako sa dosiahol tlak a teplota v jadre potrebný na zapálenie termojadrových reakcií. Tlak v jadre hnedého trpaslíka sa ustáli približne na hodnote 1016 Pa, teplota sa pohybuje okolo 3 000 000 kelvinov a hustota dosahuje hodnoty približne 104 až 107 kg/m3. V jadre začne prebiehať fúzia deutéria a lítia, ktorá však v porovnaní s termojadrovými reakciami hviezd hlavnej postupnosti prebieha pomerne krátko – nanajvýš 10 miliónov rokov. Niektoré hnedé trpaslíky sú sprievodcovia hviezd, iné naopak vznikli osamotene.

Po ukončení jadrových reakcií hnedý trpaslík postupne chladne a jeho žiarivý výkon sa znižuje, jeho objem sa však na rozdiel od objemu starnúcej hviezdy nemení. Postupne sa premení na takmer nežiariaceho čierneho trpaslíka.

Referencie
  1. Wm. Robert Johnson. List of Brown Dwarfs [online]. Johnston's Archive, 27 December 2015, [cit. 2017-03-25]. Dostupné online. (2,850 confirmed; 930 candidates)

Iné projekty
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.