Jak oddělit skutečnou hvězdu od rádoby hvězd ve vesmíru? Po deseti letech sběru dat si astronom Trent Dupuy myslí, že konečně zná odpověď.
Když je známo tolik objektů, které se nacházejí v podivném středním pásmu mezi obřími planetami a malými hvězdami, vědci se snaží dát jednoduchou odpověď. Dupuy to zúžil na hmotnost.
„Hmotnost je nejdůležitější vlastností hvězd, protože určuje, jak bude probíhat jejich život,“ vysvětlil Dupuy z Texaské univerzity v Austinu na letním setkání Americké astronomické společnosti na začátku tohoto měsíce.
My na Zemi z toho máme prospěch, protože naše Slunce se nachází ve zlaté hvězdné zóně – jeho hmotnost je tak akorát, aby udrželo jadernou fúzi ve svém jádře po miliardy let. To poskytlo podmínky pro rozvoj a vývoj života na naší planetě.
Ale ne všechno v galaxii je tak příjemné a stabilní. Hmotnější hvězdy spalují své jaderné palivo rychleji, umírají mladé a zanikají s prudkým třeskem v podobě supernovy.
Méně hmotné objekty, jako jsou hnědí trpaslíci, jsou jako hvězdní trpaslíci, mají větší hmotnost než planeta, ale ne dostatečnou, aby se staly plnohodnotnou hvězdou.
Často se jim říká neúspěšné hvězdy, jsou všudypřítomné v celém vesmíru, ale jejich mimořádně slabá záře ztěžuje studium těchto objektů.
Tyto záhadné objekty, jejichž existence byla poprvé navržena před 50 lety, pomáhají překlenout mezeru mezi hvězdami a planetami, ale teprve nedávno je astronomové začali podrobně studovat.
„Když se v noci díváme vzhůru a vidíme zářit hvězdy, vidíme jen část příběhu,“ vysvětluje Dupuy.
„Ne všechno, co by se mohlo stát hvězdou, to ‚dokáže‘ a zjistit, proč tento proces někdy selže, je stejně důležité jako pochopit, kdy se to podaří.“
Hvězdy jako Slunce září v důsledku jaderných reakcí, které neustále přeměňují zásoby vodíku v jejich jádrech na helium.
Tytéž reakce určují, jak jasně hvězda září – čím je jádro žhavější, tím intenzivnější je reakce a následně tím jasnější bude povrch hvězdy. Podle očekávání jsou méně hmotné hvězdy jasnější díky chladnějším centrům, v nichž probíhají pomalejší reakce.
Nenechte se zmást názvem – hnědí trpaslíci nejsou vždy hnědí. Tyto rádoby hvězdy jsou ve skutečnosti červené, když vznikají, a pak se změní na černé, jak během bilionů let pomalu vyhasínají.
To proto, že navzdory tomu, že převyšují i ty největší planety, mají hnědí trpaslíci tak malou hmotnost, že jejich centra nejsou dostatečně horká na to, aby udržovala jaderné reakce.
V šedesátých letech minulého století astronomové vyslovili teorii, že pro termojadernou fúzi musí existovat určitá hranice hmotnosti.
„Pod touto hranicí není jak doplnit energii, která je neustále vyzařována do vesmíru,“ vysvětlil Dupuy na zasedání AAS. „Objekty s danou hmotností pod touto hranicí by prostě navždy vychladly.“
Předchozí studie hvězdného vývoje naznačovaly, že hranice mezi červenými trpaslíky (nejmenšími hvězdami) a hnědými trpaslíky se pohybuje kolem 75 hmotností Jupitera (tedy zhruba 7-8 % hmotnosti Slunce). Až dosud však jeho měření nebylo nikdy přímo potvrzeno.
Dupuy a Michael Lui z Havajské univerzity strávili posledních 10 let studiem 31 binárních párů hnědých trpaslíků s pomocí nejvýkonnějších dalekohledů na Zemi – Keckovy observatoře a Kanadsko-francouzsko-havajského teleskopu, a také s přispěním Hubblova teleskopu.
Analýzou snímků za deset let vytvořili Dupuy a Liu první rozsáhlou studii vzorků hmotností hnědých trpaslíků.
Podle Dupuye musí objekt vážit ekvivalent 70 Jupiterů, aby zažehl jadernou fúzi a stal se hvězdou, což je o něco méně, než se dříve předpokládalo.
Dvojice rovněž určila, že existuje teplotní hranice, přičemž každý objekt chladnější než 1 600 kelvinů (přibližně 1 315 stupňů Celsia a 2 400 stupňů Fahrenheita) je klasifikován jako hnědý trpaslík.
Studie pomůže astronomům lépe pochopit podmínky, za kterých se hvězdy formují a vyvíjejí – nebo v případě hnědých trpaslíků selhávají.
Mohla by také poskytnout nový pohled na vznik planet, protože úspěch či neúspěch formování hvězd přímo ovlivňuje hvězdné systémy, které by mohly potenciálně vzniknout.
Výzkum bude publikován v nadcházejícím čísle časopisu The Astrophysical Journal Supplement a preprint je k dispozici zde.
Výzkum bude publikován v nadcházejícím čísle časopisu The Astrophysical Journal Supplement a preprint je k dispozici zde.