Hnědý trpaslík je, v souladu s prozatímní definici přijaté v roce 2003 , které Mezinárodní astronomické unie , a substellar objektu , jehož opravdová hmota je menší než minimální hmotnost nezbytné pro termonukleární fúze vodíku , ale větší, než je nezbytné. K termonukleární fúze z deuterium , odpovídající hmotnosti v rozmezí 13 M J a 75 M J . Jinými slovy, je to objekt, který není natolik hmotný , aby byl považován za hvězdu, ale hmotnější než obří planeta . Tam je dohoda o horní hranice, pod kterou hnědý trpaslík může udržovat reakční jadernou fúzi z vodíku : méně než 0,07 solární hmotnost pro chemické složení slunečního. Dolní hranice není jednomyslná; společný kritériem je schopnost spojit deuterium , asi 13 hmot M J .
Spektrální klasifikace hnědých trpaslíků podnítila rozšíření, které hvězdiček: jejich spektrální typ je M , L , T , nebo dokonce Y na nejchladnější.
Světelná energie hnědého trpaslíka je téměř výhradně čerpány z gravitační potenciální energie , přeměněna na vnitřní energie podle kontrakcí , na rozdíl od hlavní sekvenční hvězdy , který odvozuje svou energii z jaderných reakcí. Kontrakce končí, když dojde k degeneraci hmoty , hnědý trpaslík pak má průměr řádově průměr planety Jupiter . Při absenci jiného zdroje energie se hnědý trpaslík během své existence ochladí a prochází spektrálními typy M, L a T; to se liší od hvězdy hlavní sekvence, jejíž efektivní teplota a spektrální typ zůstávají v podstatě konstantní.
Ačkoli se jejich existence předpokládala již v šedesátých letech , jejich existence byla prokázána až od poloviny 90. let.
Trpasličí hnědá je sledování z angličtiny hnědý trpaslík - složené z hnědého ( „Brun (e)“) a trpasličí ( „trpaslík (e)“) - který byl představen v roce 1975 u amerického astronoma Jill Tarter .
Toto jméno, elipsa „hnědé trpasličí hvězdy“, pochází z logiky jmen daných hvězdám v hlavní posloupnosti („trpaslíci“) podle jejich barvy (která závisí na jejich hmotnosti): žlutých trpaslíků (jako Slunce) , oranžoví trpaslíci, potom červení trpaslíci pro méně masivní a nakonec hnědí trpaslíci pro objekty s ještě nižší hmotností.
Dříve bylo k označení těchto objektů použito několik termínů, například planetární nebo substar , zdrobnělina obecného termínu substellar object , nebo dokonce „černý trpaslík“. Přesto je vhodné odlišit hnědé trpaslíky od toho, čemu se dnes říká černý trpaslík , velmi odlišné objekty: černý trpaslík je svým způsobem poslední fází bílého trpaslíka, zatímco hnědý trpaslík je jakousi „selhávající“ hvězdou , s nedostatečnou hmotností pro zahájení nebo udržení reakcí jaderné fúze, ke kterým dochází ve „skutečných“ hvězdách.
Již v 60. letech se předpokládala existence těles s příliš nízkou hmotností, aby bylo možné udržet stabilní spalování vodíku (Kumar 1963).
Jelikož hnědí trpaslíci vyzařují jen slabé záření, hlavně v infračerveném pásmu (rozsah vlnových délek, pro který jsou detektory dlouho necitlivé), nebyli po mnoho let detekováni.
Hnědí trpaslíci byli poprvé pozorováni v roce 1995. Nejprve, Teide 1 , objekt 40-60krát větší než Jupiter, byl objeven v Plejádách . O několik měsíců později je oznámen objev Gliese 229B, hnědého trpaslíka 20-50krát většího než Jupiter. Ta druhá je na oběžné dráze kolem hvězdy s nízkou hmotností, Gliese 229 .
Hnědí trpaslíci mají hmotu, která je mezi nejhmotnějšími planetami a méně hmotnými hvězdami. Vzhledem k této příliš nízké hmotnosti se teplota a tlak jádra nejsou dostatečné pro udržení reakce jaderné fúze z vodíku . Hnědý trpaslík mohl někdy úspěšně zahájit fúzní reakce, ale nikdy nedosáhl ustáleného stavu a skončil „hašení“. Je to svým způsobem potratená hvězda. Po krátké fázi jaderných reakcí je u konce, teplo vyzařované od hnědý trpaslík pochází pouze z jeho gravitačního smršťování přes v mechanismu Kelvin-Helmholtz .
Obecně se má za to, že hnědý trpaslík musí mít hmotnost větší než 13krát větší než hmotnost Jupitera , což je nižší hmotnost, při které může hvězda fúzovat deuterium , a méně než 0,07 sluneční hmoty, hmotnost nad kterou jsou fúzní reakce ( vodíku) může začít trvale.
Alternativně bylo navrženo, aby se hnědý trpaslík odlišoval od planety plynného obra svým způsobem formování. Většina hnědých trpaslíků skutečně plave sama ve vesmíru . To potvrzuje, že se tvoří jako hvězdy, to znamená z fragmentace molekulárního mraku , a ne jako planety, které se spíše rodí v místním kolapsu disku přítomného kolem hvězdy.
Objev hnědého trpaslíka obklopeného protoplanetárním diskem (viz Cha 110913-773444 ) naznačuje, že kolem hnědých trpaslíků je možná také tvorba planet, přírodních vedlejších produktů vzniku hvězd.
Se nazývá hnědý trpaslík chlad až 1000 ° C a za tepla z roku 2000 ° C . Teplo vyzařované hnědým trpaslíkem, který je zbytkem jeho formace, bude mladý hnědý trpaslík poměrně horký a během své existence pomalu ochladí. Navíc mladí hnědí trpaslíci mají povrchové teploty podobné teplotám méně hmotných a starších hvězd a jsou od nich téměř nerozeznatelné. Teprve po několika desítkách až několika stovkách milionů let (v závislosti na hmotnosti hnědého trpaslíka) dosáhnou teploty nejchladnějších hvězd (kolem 1 800 K ). Když hnědí trpaslíci dosáhnou stáří miliard let, mají povrchové teploty v rozmezí od 400 K do 1 000 K, což je na této úrovni trochu odlišuje od některých supermasivních plynných gigantů .
V roce 2004 byla objevena první exoplaneta obíhající kolem hnědého trpaslíka vzdáleného asi 170 světelných let. Toto je planeta 2M1207 b obíhající kolem 2M1207 . Hmotnost tohoto těla se odhaduje na 3 až 10 hmot Jupitera.
Hnědí trpaslíci jsou rozděleni do několika spektrálních typů :
Podle Johna C. Forbese a Abrahama Loeba by mohli existovat hnědí trpaslíci, jejichž hmotnost by byla větší než minimální hmotnost pro fúzi vodíku. Tyto objekty se nazývají „ přehnaně hnědí trpaslíci“ .
Hertzsprung-Russellův diagram
Spektrální typ
Hnědí trpaslíci
Bílé trpaslíky
Sub-trpaslíci
Hlavní sekvence („trpaslíci“) Sub-obři Obři Obří jasné hvězdy Superobr Hyperobří Absolutní velikost (M V ) |