Výskyt, pozorovanie

Vzhľadom k malej svietivosti, znižujúcej sa navyše s vekom, neumožňujú dnešné prístroje objav hnedých trpaslíkov vo vzdialenosti väčšej ako približne 600 ly (svetelných rokov). Vybavenie na ich nájdenie majú najväčšie pozemské ďalekohľady (Keck, VLT), alebo vesmírne ďalekohľady skúmajúce oblohu v infračervenom svetle (WISE, Herschel). Pátranie po nich sa preto sústreďuje hlavne na mladé zoskupenia hviezd. Príkladom takéhoto zoskupenia je otvorená hviezdokopa Plejády, v ktorej nájdeme aj Teide 1 a HHJ 3. Dnes sa predpokladá, že Plejády obsahujú okolo 250 hnedých trpaslíkov. Okrem výskytu v otvorených hviezdokopách, vytvárajú páry s jasnejšími hviezdami, alebo inými hnedými trpaslíkmi a poznáme aj niekoľko voľne sa pohybujúcich hnedých trpaslíkov. Medzi najbližšie dodnes objavené patria dvojitý hnedý trpaslík epsilon Ind Ba, Bb (11,8ly), SCR 1845-6357 B (12,6ly) a Gl 229B (19ly).

O presnom počte dnes známych hnedých trpaslíkov sa nedá hovoriť hlavne z dôvodu chyby v určení hmotnosti. Tá môže ležať na rozhraní buď medzi planétami, alebo hviezdami, preto nie je jednoznačné ich zaradenie do danej kategórie telies. Počet tých potvrdených však už prerástol hranicu 600.

Všeobecne platí, že čím majú hviezdy nižšiu hmotnosť, tým je ich početnosť väčšia. Predpokladá sa, že počet hnedých trpaslíkov vo vesmíre je porovnateľný s počtom všetkých ostaných hviezd. V našej Galaxii obsahujúcej 400 miliárd hviezd sa odhaduje prítomnosť 100 miliárd hnedých trpaslíkov.

Chyby v určení ich hmotnosti reflektujú nepresné určenie veku a pri binárnom systéme určenie sklonu dráhy hnedého trpaslíka voči pozorovateľovi.

K objavovaniu hnedých trpaslíkov dochádza pomocou rovnakých metód ako u extrasolárnych planét, ktorým bol venovaný rovnomenný seriál na našich stránkach. Rozdielny je len pomer úspešnosti jednotlivých metód, hlavne podiel hnedých trpaslíkov zobrazených priamo.

Ako odlíšiť hnedého trpaslíka od hviezdy a planéty

Takmer všetky informácie o vesmírnych telesách získavame zo svetla (fotónov), ktoré vysielajú (odrážajú). Nejedná sa len o viditeľné svetlo, ale o rozsah všetkých vlnových dĺžok elektromagnetického žiarenia. Keď prichádzajúce svetlo rozložíme na spektrum, zistíme, že množstvo žiarenia nie je na každej vlnovej dĺžke konštantné. Závisí od povrchovej teploty telesa a jeho chemického zloženia. Teplejšie telesá majú maximum vyžarovania na kratších vlnových dĺžkach ako chladnejšie.



Planckov zákon žiarenia a Wienov posuvný zákon. Zmena maxima vyžarovanej energie v závislosti na vlnovej dĺžke je zobrazená bodkovanou čiarou.

Jednotlivé chemické látky pohlcujú (absorbujú) a vysielajú (emitujú) žiarenie na konkrétnych vlnových dĺžkach. Na spojitom spektre sa preto objavia zárezy (absorbčné čiary), alebo výčnelky (emisné čiary) prislúchajúce jednotlivým látkam. Ich tvar závisí od teploty, tlaku, tiaže a prítomnosti ostatných prvkov.

Od najväčších hviezd cez hnedé trpaslíky až po veľké plynné planéty typu Jupitera je chemické zloženie atmosfér týchto telies veľmi podobné. Skladajú sa takmer výlučne z H a menšej časti He. Líšia sa však v pomernom zastúpení ostatných prvkov (metalicite), ktoré je citlivé na fyzikálne vlastnosti atmosféry daného telesa.

Hnedé trpaslíky vysielajú hlavne infračervené žiarenie v rozmedzí 1 až 100 mikrometrov. Ich spektrum je bohaté na relatívne úzke čiary neutrálnych prvkov a široké čiary molekúl, všetky s rôznou citlivosťou na fyzikálne a chemické vlastnosti prostredia, v ktorom sa nachádzajú.

hnedé trpaslíky vs planéty:
V chladnejších hnedých trpaslíkoch je teplota dostatočne nízka k tomu, aby sa prvky spájali do zlúčenín, ako sú napr. CH4, H2O,..., ktoré sú však zastúpené aj v atmosférach planét. Odlíšiť oba druhy telies by bolo možné len vo veľmi citlivých spektrometroch, ktoré dokážu identifikovať prítomnosť D (deutéria), prípadne rôzne absorbčné čiary citlivé na tlak, alebo tiaž.

hnedé trpaslíky vs hviezdy:
Od hviezd ich odlišuje hlavne prítomnosť Li. V hnedých trpaslíkoch s hmotnosťou 65 Jupiterov a menej sa ho zachováva pôvodné množstvo, v ťažších hnedých trpaslíkoch a hviezdach je spotrebované pomerne rýchlo. Tento tzv. lítiový test teda nemožno použiť pri hmotnejších hnedých trpaslíkoch, ktoré majú v jadre dostatočnú teplotu k priebehu fúzie Li s H za vzniku 2 jadier He.

Spektrálna klasifikácia hnedých trpaslíkov

V astronómii sa hviezdy (a teraz už aj hnedé trpaslíky) rozdeľujú do spektrálnych tried označených písmenami O až T. Jednotlivé podtriedy sa kvôli presnejšiemu zaradeniu delia do podtried označených číslami 0 až 9. Sú definované povrchovou teplotou hviezdy a výskytom absorbčných čiar jednotlivých prvkov v spektre. (Konkrétne absorbčné čiary sa v spektre vyskytujú len v určitom rozmedzí teplôt, lebo práve v ňom sú zaplnené dané orbitály atómu.)

Najlepší prehľad o spektrálnych triedach ponúka Hertzprung-Russelov diagram zobrazujúci závislosť teploty hviezd a svietivosti.



HRdiagram: na zvislej osi je svietivosť v násobkoch svietivostí Slnka, na vodorovnej osi efektívna (povrchová) teplota v Kelvinoch znázornená pomocou spektrálnych tried.

Spektrálna trieda M
Triedou, do ktorej sčasti zasahujú už aj hnedé trpaslíky je trieda M. Patria sem (okrem iných) malé chladné hviezdy hlavnej postupnosti, ktorých povrchová teplota dosahuje 2200 - 3700 K. Spektrum M hviezd obsahuje absorbčné čiary molekúl TiO a VO a neionizovaných kovov, no čiary H obyčajne chýbajú.

Prvým objektom vybočujúcim zo spektrálnej triedy M bol GD 165B (Spek. trieda L4). Jeho spektrum neobsahovalo absorbčné čiary definujúce triedu M. Za ich zánik môže formovanie prachu, ktoré sa začína už v strede triedy M.

Spektrálna trieda L
Podobne ako ostatné spektrálne triedy, aj L má svoje typické chemické zastúpenie. Pri teplotách 1400 - 2200 K sa v ich atmosférach vyskytujú hlavne H2O, CO, hydridy kovov (FeH, CrH, MgH, CaH) a neionizované alkalické kovy, s ktorých najvýraznejší je K. Od telies triedy M sa odlišujú hlavne tým, že ich nízka teplota postačuje, aby Ti bol pohltený v prachových zrnkách. Čiary TiO sú teda nepozorovateľné.

Či je hnedý trpaslík triedy L alebo M, záleží na jeho veku a hmotnosti. Vznikajúci hnedý trpaslík začína ako teleso v strede triedy M a postupným chladnutím prechádza do triedy L, poprípade až T. Dnes sa ešte s určitosťou nevie kde v triede L je rozhranie medzi hnedými trpaslíkmi a hviezdami. Odhady povrchových teplôt sa pohybujú v rozsahu 1800 - 2200 K, teda niekde medzi L2 až L4.

Spektrálna trieda T
Spodnou hranicou povrchových teplôt 750 - 1400 K siaha až k planétam. Podobne ako GD 165B je prototyp triedy L, Gliese 229B je prototyp triedy T. V jeho spektre dominujú absorbčné čiary CH4 a H2O známych zatiaľ len z atmosfér planét jupiterovského typu. Telesá triedy L sú teda mixom najmenej hmotných hviezd a hnedých trpaslíkov, pokiaľ triedu T tvoria len hnedé trpaslíky.



Porovnanie výskytu jednotlivých atómov a molekúl v rôznych spektrálnych triedach (vyznačených vľavo).