Hnědý trpaslík: Porovnání verzí

Rozdílem mezi hvězdou a hnědým trpaslíkem je teplota: k zažehnutí [[termonukleární reakce|termonukleárních reakcí]] je třeba teplota alespoň 8×10⁶ 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 teploty 10⁶ K takto:

[[deuterium|2D]] + 1H = 3He + γ

[[Energie]] takto získaná znamená pro hnědého trpaslíka příspěvek pro [[zářivá energie|zářivou energii]], která např. u objektů o 15-násobku hmotnosti [[Jupiter (planeta)|Jupitera]] (15 M_J) vystačí asi na sto milionů let. Naopak pro objekttěleso, jehož hmotnost je menší než 13 MJM_J, je tento energetický příspěvek zanedbatelný. Tato hmotnost objektu je proto považována za hranici mezi hnědým trpaslíkem a obří [[planeta|planetou]].

Pro hvězdy znamenají [[termonukleární reakce]] pokrytí energetickýchenergie, kterou hvězda ztrátvyzáří nado povrchu[[kosmický hvězdyprostor|prostoru]]. PrvotníUvedené deuteriové reakce ale nestačí k energetickému vyrovnání hnědého trpaslíka, protože lehkých prvků je nedostatek a přispívají jen malým množstvím k produkci [[energie]]. Hnědý trpaslík proto průběžně chladne.