Hnědý trpaslík
6. prosince začíná nová soutěž pro všechny editory naší encyklopedie !
Do pátku 11.1. si zde vytvořte uživatelský účet a udělejte alespoň 30 slušných editací.
Ze všech aktivních editorů vybereme 3 nejlepší (14.1.) a každý dostane špičkové ceny:
První a nejlepší editor dostane odměnu 600 Kč a status privilegovaného RCRedaktora.
Druhý editor dostane odměnu 300 Kč a status privilegovaného RCRedaktora.
Třetí editor dostane odměnu 200 Kč a status privilegovaného RCRedaktora.

Z Multimediaexpo.cz

Přejít na: navigace, hledání
První objevený hnědý trpaslík Gliese 229B

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 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.

Obsah

Definice a vznik

Hnědý trpaslík je vesmírné těleso, které vznikne buď vychladnutím bílého trpaslíka nebo přímo z protohvězdy, která nemá dostatečnou hmotnost, aby v ní mohly probíhat veškeré termonukleární reakce. Hnědý trpaslík, který vznikne z protohvězdy, se považuje za přechod mezi planetou a hvězdou. 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.[1]

Energie hnědých trpaslíků

Soubor:Brown Dwart in Celestia.jpg
Hnědý trpaslík zobrazený programem Celestia

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 lithium, deuterium a bór mění na helium pokud těleso dosáhne hmotnosti 106 K takto: 2D + 1H = 3He + γ Energie takto získaná znamená pro hnědého trpaslíka příspěvek pro zářivou energii, která vystačí asi na sto milionů let. Naopak pro objekt jehož hmotnost je menší než 13 MJ je tento energetický příspěvek zanedbatelný. Pro hvězdy znamenají termonukleární reakce pokrytí energetických ztrát na povrchu hvězdy. Prvotní deuteriové reakce ale nestačí k energetickému vyrovnání hnědého trpaslíka, protože lehkých prvků je nedostatek a přispívají jen malým množstvím energie. Dalším rozdílem je vliv elektronové degenerace, která brání dalšímu gravitačnímu smršťování objektu a narůstání teploty. Vzniká díky nárůstu hustoty v centrální části objektu v pomalé fázi smršťování.

Vývoj hnědých trpaslíků

Vývoj těchto objektů je určen jeho počáteční hmotností, u hnědých trpaslíků méně než 0,08, 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. 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.

Reference

  1. Hnědí trpaslíci [online]. Sdružení Aldebaran Group for Astrophysics, [cit. 2010-02-25]. Dostupné online.  

Související odkazy

Externí odkazy