a opravdu velká série soutěží o nejlepší webovou stránku !!
Proto neváhejte a začněte hned zítra soutěžit o lákavé ceny !!
Hnědý trpaslík
Z Multimediaexpo.cz
m (1 revizi) |
(+ Porovnání s planetou Jupiter) |
||
| Řádka 1: | Řádka 1: | ||
| - | [[Soubor:Brown Dwarf Gliese 229B.jpg | + | [[Soubor:Brown Dwarf Comparison 2020.png|thumb|240px|Většina hnědých trpaslíků svou velikostí jen mírně převyšují [[Jupiter (planeta)|Jupiter]] (10–15%), ale mají až 80-krát vyšší hmotnost.]] |
| + | [[Soubor:Brown Dwarf Gliese 229B.jpg|thumb|240px|První objevený hnědý trpaslík Gliese 229B]] | ||
'''Hnědý trpaslík''' je subhvězdný objekt, který nevyzařuje světlo a energii díky [[termonukleární reakce|termonukleárním reakcím]] jako [[hvězda|hvězdy]] [[hlavní posloupnost]]i, ale má vodivý povrch a jádro. V jádře sice probíhá syntéza [[deuterium|deuteria]], ale [[teplota]] a [[tlak]] nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze běžného lehkého [[vodík]]u. Vyzařuje [[rádiové vlny|rádiové]] a [[infračervené záření]], někdy také [[viditelné světlo]] o velmi dlouhé [[vlnová délka|vlnové délce]], tj. [[červená|červené]] světlo. Název ''hnědý trpaslík'' zavedla [[Jill Tarter]]. | '''Hnědý trpaslík''' je subhvězdný objekt, který nevyzařuje světlo a energii díky [[termonukleární reakce|termonukleárním reakcím]] jako [[hvězda|hvězdy]] [[hlavní posloupnost]]i, ale má vodivý povrch a jádro. V jádře sice probíhá syntéza [[deuterium|deuteria]], ale [[teplota]] a [[tlak]] nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze běžného lehkého [[vodík]]u. Vyzařuje [[rádiové vlny|rádiové]] a [[infračervené záření]], někdy také [[viditelné světlo]] o velmi dlouhé [[vlnová délka|vlnové délce]], tj. [[červená|červené]] světlo. Název ''hnědý trpaslík'' zavedla [[Jill Tarter]]. | ||
== Definice a vznik == | == Definice a vznik == | ||
| Řádka 14: | Řádka 15: | ||
}}</ref> | }}</ref> | ||
== Energie hnědých trpaslíků == | == Energie hnědých trpaslíků == | ||
| - | |||
Rozdílem mezi hvězdou a hnědým trpaslíkem je teplota, k zažehnutí [[termonukleární reakce|termonukleárních reakcí]] je třeba teplota alespoň 8×10<sup>6</sup> K, tehdy dochází k přeměně [[vodík]]u na [[helium]], hnědý trpaslík ale této teploty nedosáhne a v jeho nitru může docházet na počátku jeho vývoje jen k [[deuterium|deuteriovým]] reakcím, kdy se lehké prvky [[lithium]], [[deuterium]] a [[bór]] mění na [[helium]] pokud těleso dosáhne hmotnosti 106 K takto: | Rozdílem mezi hvězdou a hnědým trpaslíkem je teplota, k zažehnutí [[termonukleární reakce|termonukleárních reakcí]] je třeba teplota alespoň 8×10<sup>6</sup> K, tehdy dochází k přeměně [[vodík]]u na [[helium]], hnědý trpaslík ale této teploty nedosáhne a v jeho nitru může docházet na počátku jeho vývoje jen k [[deuterium|deuteriovým]] reakcím, kdy se lehké prvky [[lithium]], [[deuterium]] a [[bór]] mění na [[helium]] pokud těleso dosáhne hmotnosti 106 K takto: | ||
2D + 1H = 3He + γ | 2D + 1H = 3He + γ | ||
| Řádka 32: | Řádka 32: | ||
| - | {{Článek z Wikipedie}} | + | {{Commonscat|Brown dwarfs}}{{Článek z Wikipedie}} |
[[Kategorie:Hvězdy]] | [[Kategorie:Hvězdy]] | ||
[[Kategorie:Typy hvězd]] | [[Kategorie:Typy hvězd]] | ||
Aktuální verze z 11. 11. 2020, 22:50
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
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
- ↑ Hnědí trpaslíci [online]. Sdružení Aldebaran Group for Astrophysics, [cit. 2010-02-25]. Dostupné online.
Související odkazy
Externí odkazy
- Hnědí trpaslíci na webu Aldebaran
|
| Náklady na energie a provoz naší encyklopedie prudce vzrostly. Potřebujeme vaši podporu... Kolik ?? To je na Vás. Náš FIO účet — 2500575897 / 2010 |
|---|
| Informace o článku.
Článek je převzat z Wikipedie, otevřené encyklopedie, do které přispívají dobrovolníci z celého světa. |