Když nahlédneme na stránku Wikipedie s heslem „Trpaslík (hvězda)“ překvapí nás barevná škála takto označovaných hvězd: červený, žlutý, oranžový, modrý, bílý nebo dokonce černý trpaslík. Všechny tyto objekty jsou, nebo v minulosti byly skutečnými hvězdami. Výjimku tvoří hnědý trpaslík, jenž si kvůli své nízké hmotnosti na hvězdnou kariéru nesáhl, ale zároveň je pro kategorii obřích planet příliš hmotný. Běžně uváděnými hmotnostními mantinely jsou přibližně 1 setina až 8 setin hmotnosti Slunce, nebo v porovnání s naší největší planetou Jupiterem, je to jeho zhruba 13 až 80násobek (některé zdroje uvádějí 75násobek, ale byl objeven velký hnědý trpaslík, kterého hmotnost prý dosahuje až 90 Jupiterů – viz poznámka pod článkem). Rozhraní 13 – 80 MJ (hmotností Jupiteru) je určeno termonukleárními procesy, které při daném tlaku mohou probíhat v jádru protohvězdy, jež vznikla kolapsem centrální části protoplanetárního plynoprachového mračna nebo jeho fragmentární oblasti. Při tlaku vyšším, než je zmíněných přibližně 0,08 hmotnosti Slunce (80 MJ) může dojít k zažehnutí dlouhotrvající stabilní termojaderné fúze jader lehkého vodíku v helium (zde) a těleso zazáří jako hvězda. V jádru protohvězdy s hmotností nižší než přibližně setina hmotnosti našeho Slunce se fúzní reakce nerozžehnou. Tuto hranici mnozí astronomové považují za důležité dělící kritérium mezi planetou a hnědým trpaslíkem. Jak dál uvidíme, zdaleka nepostačuje pro všechny případy.
Co se však děje v objektu, jehož hmotnost spadá právě mezi zmíněné hmotnostní limity 13 až 80 Jupiterů? Vysoký tlak v jádře takového tělesa vytlačí z atomových obalů elektrony, jež tím, že nemohou zaujmout stejné kvantové stavy (Pauliho vylučovací princip), si povětšinou musí udržet vysokou kinetickou energii. Tento tlak degenerovaného elektronového plynu brání dalšímu gravitačnímu kolapsu. Nicméně i uvnitř hnědých trpaslíků po jistou dobu dochází k fúzním reakcím, které nevyžadují tolik počáteční energie jako standardní „hvězdné“ spalování jader běžného lehkého izotopu vodíku – tedy vlastně protonů – v jádra helia (proton-protonový cyklus). V podhvězdných hnědých trpaslících se v helium-3 slučují jádra těžkého a lehkého vodíku. U těch nejhmotnějších, dosahujících asi 65 až 80násobek Jupiteru probíhají také termojaderné reakce, při nichž jádra lithia -7 fúzují s protony (jádry lehkého vodíku), za vzniku beryllia-8, který se však záhy rozpadá na dvě jádra helia-4 (zde). Tato transmutace lithia na helium byla první jadernou reakcí, která se podařila vědcům uskutečnit v laboratoři.
I přes tyto fúzní reakce, které probíhají, jen dokud nedojde palivo – málo zastoupené deuterium případně i lithium, hnědí trpaslíci září jen slabě. Jejich existence byla předpokládána nejméně půlstoletí před objevem prvního kandidáta v roce 1988. První odborné články s důkazy byly publikovány až v roce 1995. Výkonné teleskopy mapující vesmír i v různých spektrálních oblastech infračerveného záření přispěly k pozdějším objevům téměř dvou tisíc těchto podhvězdných těles. Extrapolace umožňuje předpokládat, že počet hnědých trpaslíků v Mléčné dráze dosahuje 20 miliard - podle Erica Nielsena z Kavliho ústavu částicové astrofyziky a kosmologie na Stanfordově univerzitě (video zde – kolem 2:45 min.), případně až 100 miliard podle Davida J. Eichera, uznávaného redaktora časopisu Astronomy a činorodého spisovatele popularizačních knih o poznávání vesmíru (poslední věta zde).
Po shrnutí obecných, nejčastěji uváděných vlastností hnědých trpaslíků, když již člověk nabývá dojem, že je mu jakž-takž zřejmé, jaká vesmírná tělesa spadají do takto označené kategorie, hodí do těchto představ vidle jedna z nedávných tiskových zpráv NASA, jež světu oznamuje: „Webbův dalekohled NASA identifikoval nejmenšího volně se pohybujícího hnědého trpaslíka“ (zde). Za objevem, přesněji interpretacemi naměřených dat samozřejmě stojí astronomové, v tomto případě jde o americko-britsko-španělsko-francouzský tým šéfovaný Kevinem L. Luhmanem z Katedry astronomie a astrofyziky Pennsylvanské státní univerzity. Profesor Luhman se na lov hnědých trpaslíků specializuje a jeho jméno najdeme nejen ve Wikipedii, ale také na obloze. Názvem Luhman 16 byl označen binární systém dvou hnědých trpaslíků o hmotnosti 33,5 a 28,6násobku Jupiteru, jenž je vzdálený pouhých 6,5 světelného roku ve směru jižního souhvězdí Plachet. Oba tyto gravitačně spjatí, kolem společného těžiště obíhající hnědí trpaslíci odpovídají hmotnostním kritériím.
Jenže to, co Luhmanův tým nyní pomocí Webbovy infračervené kamery (NIRCam = Near-infrared Camera) objevil, je trojice mladých podhvězdných těles s hmotností pouhých 3 až 8násobku Jupiteru, emitující díky zbytkovému teplu elektromagnetické vlny kolem rozhraní blízkého infračerveného záření a viditelného světla o teplotě přibližně zápalky až svíčky. Teplota nejmenšího objektu ze zkoumané trojice se pohybuje kolem 1100 K a toho největšího okolo 1800 K. Tato tělesa, o nichž objevitelé přes jejich nízkou hmotnost mluví jako o hnědých trpaslících, se nachází ve vzdálenosti asi 1 000 světelných let, v pracho-plynném centru hvězdokupy IC 348, která sama je součástí větší hvězdotvorné oblasti. Její věk se odhaduje na pouhých 5 milionů let a pro pozemského pozorovatele se promítá do souhvězdí Perseus.
Proč tato tělesa s hmotností odpovídající větším exoplanetám astronomové považují za hnědé trpaslíky, přesněji za hnědé trpaslíky s planetární hmotností? Tlak v jejich jádru přece nedostačuje pro výše zmíněnou fúzi deuteria a protia v lehký izotop helia.
Vše souvisí s naší snahou jevy a objekty nějak kategorizovat a pojmenovat, abychom si informace mohli s dostatečnou přesností předávat. Vysvětlení zmíněného hmotnostního rozporu nám pomůžou odhalit předběžná pracovní kritéria, která pro exoplanety navrhla v roce 2018 Mezinárodní astronomická unie IAU. V nich se kromě jiného uvádí, že exoplanetou je: a/ objekt (bez ohledu na to, jak vznikl), jehož hmotnost je nižší než mezní hmotnost pro fúzi deuteria (podle aktuálních poznatků 13násobek hmotnosti Jupiteru), který obíhá kolem hvězdy, hnědého trpaslíka nebo zbytku hvězdy a má v poměru k centrálnímu tělesu dostatečně nízkou hmotnost, aby Lagrangeovy body L4 a L5 byly stabilní (asi 1/25 hmotnosti centrálního tělesa); b/ minimální hmotnost by měla odpovídat planetám naší Sluneční soustavy.
Podhvězdné (substelární) objekty se skutečnou hmotností nad mezní hmotností pro termonukleární fúzi deuteria (více než ca 13 MJ) jsou "hnědí trpaslíci" bez ohledu na to, jak vznikly a kde se nacházejí. Volně se pohybující tělesa v mladých hvězdokupách s hmotnostmi pod mezní hmotností pro termonukleární fúzi deuteria (méně než 13 MJ) nejsou planety, ale "hnědí podtrpaslíci" nebo „hnědí trpaslíci s planetární hmotností“ (sub-brown dwarf or planetary-mass brown dwarf… nebo jiný vhodnější název).
Samozřejmě, že tohle vymezení pojmu „hnědý trpaslík“ není zrovna to pravé ořechové. Odráží skutečnost, že i když jde o běžná kosmická tělesa, detekují se poměrně složitě a jejich počet dynamicky roste až v recentní době díky výkonným infračerveným teleskopům. Takže i členové IAU očekávají, že s rychle přibývajícími znalostmi se bude i definice a pojmenování zdokonalovat. Mladí a horcí hnědí trpaslíci alespoň září, ale postupem astronomicky krátkého času jejich teplota klesá, čím jsou menší, tím rychleji. Doposud nejchladnějším známým tělesem této kategorie – vlastně také jde o hnědého podtrpaslíka, neboli hnědého trpaslíka s planetární hmotností - je objekt W0855 s nejistě stanovenou hmotností někde mezi 3 až 10násobkem Jupiteru a teplotou pouhých −48 až −13 °C. Je to zároveň v zorném poli pozemského pozorovatele nejrychleji se pohybující hnědý trpaslík, pádící po své vlastní dráze ve vzdálenosti necelých 7,5 světelného roku. I jeho objev má na svém kontě lovec hnědých trpaslíků Kevin Luhman.
##seznam_reklama##
Ale vraťme se v závěru k nedávno objevené trojici objektů s planetární hmotností. Z výše uvedených definicí je nyní zřejmé, že tisková zpráva NASA je označuje za hnědé trpaslíky jenom proto, že si putují po vlastních drahách, jež nejsou orbitami kolem mateřských hvězd nebo hmotnějších hnědých trpaslíků. V takovém případě by totiž spadaly do kategorie exoplanet. I když je to vzhledem na nedostatečnou velikost pracho-plynného oblaku v jádru jejich rodné hvězdokupy IC 348 nepravděpodobné a objevitelé to ani nepředpokládají, čistě teoreticky by takoví volně plující hnědí trpaslíci s planetární hmotností mohli být vlastně bludnými planetami, jež nějaká katastrofická událost osvobodila z gravitačního jha jejich mateřského tělesa. A propos, s planetami tyto nové hnědé podtrpaslíky pojí ještě jedna zvláštnost. Astronomové při analýzách absorpčních spekter odhalili, že atmosféry dvou z nich obsahuji doposud přesněji nespecifikovaný alifatický uhlovodík, jehož molekulu tvoří neuzavřený řetězec atomů uhlíku a vodíku. Tato organická sloučenina byla detekována již dříve nejen v difúzním mezihvězdném prostředí, ale i za našimi kosmickými humny – v atmosférách Saturnu a Titanu.
Poznámka
I když se článek zabývá spíše spodním hmotnostním limitem hnědého trpaslíka, i ten horní není zcela jednoznačný. Běžně uváděný přibližně 75 až 80násobek hmotnosti Jupiteru překonal doposud nejstarší a největší známý hnědý trpaslík SDSS J0104+1535, jenž byl popsán v roce 2017 (zde). Nachází se v halo naší Mléčné dráhy, nad jejím spirálním diskem ve vzdálenosti přibližně 750 světelných let. S věkem kolem 10 miliard let patří mezi nejstarší známé objekty. Tím, že se zrodil v relativně mladém vesmíru, odpovídá tomu i jeho složení, je z 99,99 procenta tvořen vodíkem a heliem. Přes tuto jeho čistotu a hmotnost dosahující až 90násobku Jupiteru (0.086 hmotnosti Slunce), nestal se hvězdou fúzující vodík v helium. Pomůcka: konvertor násobků hmotnosti Jupiteru na násobky hmotnosti Slunce a naopak ZDE.
Video: Temná hvězda: Neviditelný vesmír hnědých trpaslíků (přednáška Adama Burgassera, University of California, San Diego)
Literatura