Hvězdy a mlhoviny | Hnědí trpaslíci
Existence hnědého trpaslíka byla předpovězena dlouho před jeho objevem, neboť bylo rozumné předpokládat, že křivka rozložení hmotností těles ve vesmíru je víceméně spojitá a musí tedy existovat objekt, který by svou hmotností tvořil přechodové stadium mezi planetou a hvězdou. Až do svého objevu roku 1995 byli tedy hnědí trpaslíci jen hypotetickými objekty. Dnes jich ale známe již tisíce. Velmi hojným nalezištěm těchto objektů je otevřená hvězdokupa Plejády, kterou tvoří hvězdy staré jen několik set milionů let.
Hnědé trpaslíky úspěšně vyhledával americký infračervený dalekohled WISE. V roce 2013 se mu dokonce podařilo nalézt dvojici hnědých trpaslíků v našem těsném okolí. Se vzdáleností 6.6 ly se objekt WISE 1049−5319 v souhvězdí Plachet propracoval na třetí pozici (za soustavou Alfa Centauri a Barnardovou hvězdou). O rok později našel tento přístroj dalšího trpaslíka WISE 0855−0714 ve vzdálenosti 7.7 ly v souhvězdí Hydry. Tento objekt zaujal čtvrtou pozici v žebříčku vzdáleností hvězd od našeho Slunce.
Jsou hnědí trpaslíci hvězdami?
Zásadní rozdíl mezi hvězdou a hnědým trpaslíkem spočívá v tom, že teplota v nitru hnědého trpaslíka nikdy nedosáhne bodu vzplanutí dostatečně energetických termojaderných reakcí (alespoň 8×106 K). Dalšímu stlačování vlivem gravitace, a tím i nárůstu teploty, totiž zabrání elektronová degenerace. Přestože hnědí trpaslíci nejsou v pravém slova smyslu hvězdami, mají k nim velice blízko – mnohem blíže než k planetám – a proto je také k hvězdám řadíme. Počítačové simulace ukazují, že tak hmotná tělesa, jakými jsou hnědí trpaslíci (13÷80 MJ), vznikají nejčastěji zároveň se svými hvězdnými sourozenci a prakticky nikdy z akrečního disku okolo centrální hvězdy. Rozdíl mezi planetou a hnědým trpaslíkem je proto především ve způsobu jejich vzniku. Nutno podotknout, že hnědí trpaslíci nejsou ve skutečnosti hnědí, ale červení – pojem červený trpaslík jsme však již zavedli pro málo hmotné hvězdy spektrálních tříd K a M.
| Hnědý trpaslík | Planeta | |
|---|---|---|
| vznik | kontrakcí z protostelární mlhoviny | akrecí z protoplanetárního disku okolo centrální hvězdy |
| záření | viditelné světlo emituje po dobu několika miliard let | Viditelně nezáří, u obřích planet rádiové a IR emise |
| hmotnost | 13÷80 MJ | do 13 MJ |
Hnědí trpaslíci se svými vlastnostmi od planet velmi liší a mají blíže k hvězdám.
Vývoj hnědých trpaslíků
Osud hnědého trpaslíka je, ostatně jako osud jakéhokoli jiného objektu, určen jeho počáteční hmotností. Ta je u těchto objektů menší než cca 0,08 MS. Znamená to, že v jejich nitru nedosáhne nikdy teplota hodnoty přibližně 8×106 K, při které dochází k zažehnutí dostatečně účinných jaderných reakcí, které kryjí energetické ztráty způsobené vyzařováním povrchu. Objekt se proto nadále gravitačně hroutí do doby, než dojde k elektronové degeneraci vnitřních vrstev. Jak víme, tlak v elektronově degenerovaném plynu prakticky vůbec nezávisí na teplotě – kontrakce objektu jako celku se zastaví. Svrchní vrstvy, kterých se elektronová degenerace zatím nedotkla, však dále gravitačně kontrahují, ale poloměr hnědého trpaslíka se s časem již mění zcela nepatrně. Poté, co zdegenerují i svrchní vrstvy, se kontrakce zastaví zcela. Protože povrchová teplota je ale nenulová, dochází k další ztrátě energie vyzařováním. Děje se tak ale výhradně na úkor vnitřní energie, potenciální energie zůstává konstantní. Objekt postupně chladne na povrchu i uvnitř, jeho celkový zářivý výkon klesá. Během prvních tří miliard let poklesne svítivost hnědých trpaslíků o plné čtyři řády, tj. o 10 magnitud. Hnědý trpaslík se pozvolna stává nezářícím černým trpaslíkem, chladným tělesem tvořeným degenerovaným plynem, zejména vodíkem. Při teplotách nad 106 K však mohou začít probíhat prvotní deuteriové reakce podle schématu:
2D + 1H = 3He + γ
Pro hnědého trpaslíka s hmotností 15 MJ vydrží spalování deutéria jako přídavný zdroj zářivé energie asi po dobu sto milionů let. Pro objekty s hmotností nižší než 13 MJ lze příspěvek dílčích termojaderných reakcí do celkového zářivého výkonu již naprosto zanedbat. Tím je též prakticky definováno rozhraní mezi hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami. V roce 1998 byla známá spektrální posloupnost O - B - A - F - G - K - M rozšířena o další spektrální typ L. V tomto spektru jsou díky malé povrchové teplotě výrazné molekulové pásy oxidů, zejména titanu, a hydridů železa a chromu. Typický je také výskyt absorpčních čar těžších prvků, metanu a vody.
Principy detekce
Detekčních metod je celá řada, hledáme-li tyto objekty jako průvodce větších hvězd, můžeme použít prakticky všech metod, které využíváme k hledání extrasolárních planet. Podstatně snadněji je přitom můžeme detekovat i přímo. Mladé hnědé trpaslíky můžeme pomocí současných dalekohledů najít relativně snadno, přestože jejich svítivost dosahuje hodnot kolem 10−4 LS. Jak je ale rozlišíme od velice chladných červených trpaslíků? Používají se k tomu dva testy spektra: tzv. lithiový a metanový test.
Lithiový test
Nejpozději po zhruba 100 milionech let vyhoří v každé hvězdě její zásoby lithia, které se snadno slučuje s protonem:
7Li + 1H = 2 4He
Najdeme-li proto v daném objektu spektrální čáry lithia a určíme jeho stáří na více než 100 milionů let, pak se jedná o hnědého trpaslíka, ve kterém díky malé hmotnosti nemohlo dojít k zapálení termojaderných reakcí. Na obrázku je spektrum objektu TWA5-B s absorpční čarou neutrálního lithia, která dokazuje, že se jedná o hnědého trpaslíka.
Metanový test
Při teplotách nad 2 500 K jsou molekuly metanu zcela disociovány. Každý objekt, v jehož spektru nacházíme výrazné absorpční molekulové pásy metanu, je proto příliš chladný na to, aby mohl být hvězdou hlavní posloupnosti, jako je tomu kupříkladu u objektu NTTDF J 1205 - 0744.
Zajímavosti
Na obrázku je mlhovina S106 u hvězdy IRS4 (InfraRed Source 4), která se nachází v souhvězdí Labutě a leží na 2 000 světelných roků daleko. Detailní rozbor snímku v infračervené oblasti spektra odhalil stovky hnědých trpaslíků. Zdroj: Subaru 2001.
Studium hnědých trpaslíků nabízí jedinečnou šanci porovnat teoretické předpovědi vysokotlakého fázového diagramu vodíku s měřitelnými vlastnostmi těchto těles, jako jsou poloměr, hmotnost, svítivost a chemické složení amosféry, to vše jako funkci stáří objektu. Obrázek ukazuje síť modelových atmosfér počítanou pro povrchové zrychlení 104 ms−2 a různé efektivní teploty. Zeleně jsou vyznačeny fázové přechody jednotlivých chemických sloučenin. Pokud se plná část P-T křivky, která zhruba odpovídá fotosféře, nachází vlevo od určité zelené linie, neměli bychom danou sloučeninu v atmosféře objektu pozorovat, protože kondenzuje v hlubších vrstvách. Ve spektru Jupiteru (modře) by proto neměla být voda téměř zjistitelná, na rozdíl od hnědého trpaslíka Gl 229 B, což odpovídá skutečnosti.
Astronomové byli velmi překvapeni, když družice Chandra detekovala v prosinci 1999 rentgenový výtrysk z hnědého trpaslíka LP 944-20 o hmotnosti 60 MJ. Uvolněná energie byla srovnatelná s malou sluneční erupcí a byla milionkrát větší, než rentgenové emise pozorovatelné na Jupiteru. Předpokládá se, že uvolněná energie má původ v turbulentním plazmatu pod povrchem hnědého trpaslíka. Mohutné proudy vybudí na povrchu erupci, která má za následek rentgenovou emisi. LP 944-20 je starý cca 500 milionů let a má hmotnost 60 MJ, tedy cca 6 % MS. Jeho průměr je vůči Slunci desetinový a jeho rotační perioda je menší než 5 hodin. Nachází se v souhvězdí Pece a je jedním z nejlépe sledovatelných objektů svého druhu, protože se nachází ve vzdálenosti pouhých 16 světelných roků od Země.
