V kosmu známe celou řadu různých typů hvězd. Dnes už víme, že Slunce není typickou hvězdou, ale právě naopak je docela netradičním zástupcem hvězd hlavní posloupnosti, což bychom mohli označit jako hvězdnou dospělost či produktivní věk. Ani hmotnější a svítivější hvězdy jako je Sirius, Vega nebo Eta Carinae nejsou zdaleka běžnými zástupci hvězd. Naopak, zdaleka nejvíce rozšířenými hvězdami ve vesmíru jsou objekty, kterým říkáme červení trpaslíci. Zde musím upozornit, že mluvíme skutečně o hvězdách, nikoliv o ničem z legendárního britského sitcomu. Červení trpaslíci jsou malé a relativně chladné hvězdy, které jsou i dost nenápadné, neboť disponují jen velmi malým zářivým výkonem. Zato jich je však až 70 % ze všech hvězd hlavní posloupnosti, na které se navíc udrží mimořádně dlouho, až tisíce miliard let. Červení trpaslíci jsou všude kolem nás a obíhá kolem nich i řada zajímavých a potenciálně obyvatelných planet, proto je dobré si o nich povědět více.

Základní informace o červených trpaslících

Při pohledu na noční oblohu vidíme, v závislosti na mnoha faktorech, jako jsou fáze Měsíce či světelné znečištění, desítky až tisíce hvězd. Pokud byste byli například v centru velkého města, viděli byste na obloze jen ty nejjasnější hvězdy a limitní magnituda by tak byla v nejlepším případě plus 4 a spíše plus 3 nebo plus 2. Naopak, pokud byste byli v úplně přirozeném prostředí a byla noc bez Měsíce, mohli byste vidět objekty až do magnitudy plus 8 a tedy doslova tisíce hvězd. Některé jsou dále, některé blíže, ale přesto, jen několik z nich by spadalo do kategorie červených trpaslíků. Nejjasnější červený trpaslík při pohledu ze Země, hvězda s názvem Lacaille 8760 vzdálená 12,9 světlených let má totiž magnitudu plus 6,67. Za běžných podmínek tak není pouhým okem vidět jediný červený trpaslík.

A to je trochu paradoxní situace. Když se totiž podíváme na své sousedství v naší oblasti Mléčné dráhy, zjistíme, že 50 ze 60 nejbližších hvězd řadíme mezi červené trpaslíky, a to včetně té nejbližší, Proximy Centauri. Ale není to jen věc naší oblasti, či našeho galaktického ramena. Astronomové totiž odhadují, že 3/4 všech hvězd hlavní posloupnosti naší Galaxie jsou právě červení trpaslíci. Tedy ještě jednou, 75 % všech hvězd v Mléčné dráze řadíme mezi červené trpaslíky, přesto není při běžném stavu oblohy vidět pouhým okem jediný z nich. Proč tomu tak je nám naznačuje již sám název této skupiny hvězd. Jedná se o hvězdy velmi malé, poměrně chladné a s malým zářivým výkonem. Proto je také jejich magnituda nízká a zdaleka je překonávají jasnější, byť mnohdy podstatně vzdálenější hvězdy.

Historie

Prvním známým červeným trpaslíkem byl současně i ten z našeho pohledu nejjasnější, tedy Lacaille 8760. Objevil jej už v roce 1763 francouzský astronom Nicolas-Louis de Lacaille, při své práci z mysu Dobré nadějě. Mimochodem, tento slavný mys, který pro Evropany objevil roku 1488 portugalský mořeplavec Bartolomeo Dias, není, navzdory přesvědčení mnoha lidí nejjižnějším bodem Afriky, tím je totiž Střelkový mys, který leží asi o 55 kilometrů jižněji. Ale zpět k červeným trpaslíkům. V době Lacaillova objevu prvního z nich se pochopitelně o těchto hvězdách moc nevědělo a ani nenesly dnešní název. Ten byl totiž použit poprvé až v roce 1915 a to z čistě praktických důvodů, sloužil k porovnání červených méně jasných hvězd s jasnějšími a teplejšími modrými trpasličími hvězdami.

Ve stejném roce, kdy získali červení trpaslíci jméno byl objeven i nejbližší z nich a nejbližší hvězda celkově (po Slunci) Proxima Centauri. O objev se zasloužil jihoafrický astronom Robert Innes. V té době už jsme znali i další zajímavé červené trpaslíky, jako například necelých 6 světelných let vzdálenou Barnardovu hvězdu, či Barnarodvu šipku, která je objektem s nejrychlejším vlastním pohybem po obloze. Nachází se v souhvězdí Hadonoše a objevili ji astronomové z Harvardovy univerzity v roce 1888. Jmenuje se ovšem po americkém astronomovi Edwardu Barnardovi, který jako první změřil její vlastní pohyb a určil jeho velikost. Druhá ve vlastním pohybu, hned po Barnardově hvězdě, je Kapteynova hvězda pojmenovaná dle svého objevitele, jímž je nizozemský astronom Jacobus Kapteyn. Vzdálena je od nás 12,8 světelných let a jde o nejbližší hvězdu, která patří do galaktického hala.

Červení trpaslíci jsou ovšem aktuální stále. Jejich výzkum dokáže rozvířit vody i dnes. Uveďme opět alespoň několik příkladů. Do titulků médií se dostala tzv. Tabbyina hvězda, vzdálené od Země téměř 1500 světelných let. Tabbyina hvězda je ve skutečnosti dvojhvězda skládající se z jasnější hvězdy hlavní posloupnosti spektrálního typu F a červeného trpaslíka. Proslavila se díky neobvyklým poklesům jasnosti, které by podle názoru některých lidí mohly naznačovat přítomnost megastruktury vytvořené mimozemskou civilizací. Solidní důkazy však tuto intepretaci nepotvrzují. Jméno Tabbyina hvězda pochází od americké astronomky Tabethy Boyajian, které na poklesy jasnosti poprvé upozornila. Dalším velmi známým červeným trpaslíkem je TRAPPIST-1, který leží 40,6 světelných let daleko a najdeme u něj systém sedmi planet, některé z nich v tzv. obyvatelné zóně.

Jaderná fúze a její důsledky

Jak už jsme si řekli, červení trpaslící bývají na hvězdné poměry velmi malí, typicky mají jen polovinu hmotnosti Slunce nebo ještě méně. Ti nejméně hmotné dokonce dosahují jen asi 8 % sluneční hmoty. To s sebou pochopitelně nese některá specifika. Jde o nejlehčí a nejmenší objekty, v nichž ještě může probíhat termojaderná fúze. Menší hnědí trpaslíci už jadernou fúzi nemají. Pokud jste nikdy neslyšeli, co to jaderná fúze je, nebo neznáte detaily, vězte, že je to v podstatě přesný opak jaderného štěpení. Zatímco u štěpení máme těžké jádro, které rozdělíme na dvě lehčí, čímž získáme energii, v tomto případě slučujeme dvě lehká jádra, opět za vzniku energie. A jak se ukazuje, té energie získáme více než při štěpení. Proto je také vodíková neboli termonukleární bomba ničivější než ta štěpná. Tento proces fúze se snažíme řízeně napodobit i na Zemi, ale to je na jiný článek.

Ve hvězdách probíhá fúzní reakce standardně dvěma mechanismy. U těžších hvězd převažuje tzv. CNO cyklus pojmenovaný podle toho, že se v reakci vyskytují jádra uhlíku, dusíku a kyslíku. U malých hvězd, jako je naše Slunce a jako jsou i červení trpaslíci probíhá naopak primárně proton protonový cyklus, jenž má název podle toho, že reakce začíná sloučením dvou protonů. To je mimochodem proces řízený slabou jadernou interakcí, takže trvá velmi dlouho, a proto je nemožné jej na Zemi napodobit. Z toho důvodu se u fúzních zařízení na Zemi provádějí jiné typy reakcí a absence podmínek panujících ve hvězdě se kompenzuje velmi vysokou teplotou. U proton-protonového cyklu vzniká sloučením dvou protonů deuterium, těžký izotop vodíku, ten se pak s dalším protonem sloučí za vzniku helia-3, lehkého izotopu helia. Následně se sloučí dvě helia-3 a vzniká nám standardní helium-4 a dva protony.

Protože jsou však červení trpaslíci velmi malí, panuje uvnitř nich poměrně nízký tlak, rychlost fúze je u nich také dosti nízká, a tak vydávají málo energie. Mají proto nízký zářivý výkon, nízkou jasnost a nízkou teplotu. I ti největší červení trpaslíci mají jen asi 8 % zářivého výkonu Slunce a u těch malých jsou to dokonce pouhé desetitisíciny slunečního výkonu. Navíc, většina červených trpaslíků, respektive všechny s hmotností nižší než cca 0,35 hmotnosti Slunce, se vyznačují tím, že u nich dochází k přenosu energie z jádra hvězdy k povrchu konvekcí, tedy prouděním. Na rozdíl od hmotnějších hvězd, jako je i naše Slunce zde tak téměř nehraje roli přenos energie zářením, a naopak konvekce je zcela dominantní. A to má mimořádně zajímavé důsledky.

U větších hvězd se totiž v nitru hromadí helium, jakožto produkt fúzní reakce, a to až do té míry, že nakonec hvězdě dojde vodík a ta musí začít spalovat helium. V tu chvíli opouští hlavní posloupnost a postupně spaluje další prvky, jejichž fúze probíhá stále rychleji až nakonec hvězda umírá, přičemž přesný scénář smrti závisí na její hmotnosti a je na jiný článek. Červených trpaslíků s konvekcí se to nicméně netýká. Konvekce probíhající od jádra až k povrchu hvězdy dokáže zajistit to, že se materiál hvězdy promíchává a helium se v nitru nehromadí. Díky tomu mohou červení trpaslíci spotřebovat převážnou část vodíku, který mají k dispozici, a to vede k tomu, že žijí skutečně mimořádně dlouho. A když říkám velmi dlouho, myslím skutečně velmi dlouho.

Znáte heslo amerického rockera Kurta Cobaina, že je lepší shořet než pomalu vyhasínat? Pokud byste byli hvězdy, také byste mohli rychle shořet anebo pomalu vyhasínat. Ekvivalent rychlého shoření jsou Wolfovy-Rayetovy hvězdy, nejhmotnější hvězdy hlavní posloupnosti, které žijí krátce a bouřlivě a dožívají se jen věku v řádu jednotek milionů let. To se sice může zdát relativně hodně, ale víme dobře, že naše Slunce se dožije nějakých zhruba 10 miliard let, tedy tisíckrát déle. Dokážete si opravdu představit číslo 10 miliard? A teď si představte, že červení trpaslíci, kteří mají hmotnost kolem 0,1 hmoty Slunce si mohou na hlavní posloupnosti pobýt až 10 bilionů let, tedy 1000krát déle než naše Slunce. Zatímco je tak Slunce už zhruba v polovině svého života, i ten nejstarší červený trpaslík tohoto typu je sotva v tisícině své existence na hlavní posloupnosti!

Další vlastnosti červených trpaslíků

O době života už jsme si řekli, ale zastavme se ještě na chvíli u dalších charakteristik červených trpaslíků. Ti nejhmotnější zástupci mají hmotu asi 0,57 hmotnosti Slunce a 0,59 jeho poloměru. Svítivost je přitom na úrovni 0,07 Slunce a povrchová teplota činí asi 3880 K, což je o necelých 2000 K méně než u našeho Slunce. Tito červení trpaslíci patří do spektrální třídy M0V a jak si pamatujeme z textu výše, jsou ještě příliš hmotní na to, než aby v nich konvekce probíhala v celém objemu. V jejich jádře se tak hromadí helium a nedokáží spotřebovat tolik vodíku jako jejich lehčí sourozenci. Z toho důvodu se tak ani nedožívají tak závratného věku jako lehčí červení trpaslíci, byť stále žijí výrazně déle než naše Slunce a jiné těžší hvězdy.

U dalších spektrálních tříd M1V a nižších se pochopitelně teplota, svítivost i velikost stále snižuje. Alespoň 0,01 sluneční svítivosti dosahují ještě červení trpaslíci třídy M3V, kteří mají 0,37 sluneční hmotnosti a 0,36 slunečního poloměru. Je to tedy právě tato třída, u níž se láme rozdíl mezi červenými trpaslíky, u nichž neprobíhá konvekce v celém objemu hvězdy a plně konvektivními trpaslíky. Lehčí zástupci této třídy jsou už plně konvektivní. Trpaslíci třídy M5V jsou pak poslední, kteří mají povrchovou teplotu přes 3000 K, trpaslíci třídy M6V pak zastupují poslední trpaslíky s hmotností alespoň 0,1 sluneční hmotnosti. No, a tak klesáme stále dál až k třídě M9V, což jsou trpaslíci s hmotností asi 0,08 sluneční hmoty, 0,1 slunečního poloměru, svítivostí 0,0003 Slunce a povrchovou teplotou 2380 K.

S klesající hmotností poměrně rychle narůstá i doba života. Zatímco červený trpaslík dosahující 0,18 sluneční hmotnosti si pobude na hlavní posloupnosti asi 2 biliony let, u trpaslíka s hmotností 0,1 Slunce to už je přes 6 bilionů let a pro trpaslíka s hmotou 0,08 Slunce je to dokonce 10 bilionů let. Pokud tedy máte rádi život a chcete být dlouhověcí, vyplatí se, alespoň tedy ve světě hvězd, být lehcí a příliš se nepřejídat. Jelikož ale ani ti nejtěžší červení trpaslíci zdaleka nespotřebovali své zásoby vodíku, v současném vesmíru neexistuje jediný červený trpaslík, který by opustil hlavní posloupnost. A to je něco, co se nám velmi hodí. Proč? Zatímco totiž nejstarší zástupci téměř všech typů těžších hvězd už hlavní posloupnost opustili, červení trpaslíci nikoliv, ti na hlavní posloupnosti stále zůstávají. A s nimi i některé méně hmotné hvězdy patřící do dalších lehkých skupin hvězd.

Díky tomu pak můžeme docela dobře určovat stáří některých objektů ve vesmíru. Zejména se jedná o kulové hvězdokupy. To jsou uskupení hvězd kulovitého tvaru, jak už ostatně napovídá jejich název, skládající se ze stovek tisíc až milionů hvězd. Kulových hvězdokup známe poměrně značné množství, jen v naší Mléčné dráze více než 150 a mnohé další v jiných galaxiích. Pozorovány byly dokonce i u velmi vzdálených galaxií v raném vesmíru, mnohé kulové hvězdokupy tak patří mezi nejstarší objekty našeho kosmu a mnohdy obsahují hvězdy staré i více než 12 miliard let. A právě stáří kulových hvězdokup nám umožní docela dobře určit červení trpaslíci a další lehké hvězdy. Stačí se totiž podívat na to, jak velké hvězdy v nich ještě na hlavní posloupnosti setrvávají. To dovoluje stanovit dolní limit stáří vesmíru a určit, kdy zhruba se mohly formovat galaktické struktury.

Tajemství vzniku červených trpaslíků

Teorie velkého třesku nám říká, že na počátku vesmíru, v rámci tzv. primordiální nukleosyntézy vznikly ve větším množství pouze dva nejlehčí prvky, vodík a helium. Nebo přesněji řečeno jejich jádra, jelikož tato vznikla v prvních minutách po začátku vesmíru a s elektrony se spojila až mnohem později, těsně po oddělení reliktního záření od látky, což bylo o nějakých 380 000 let později. Je tedy pravda, že ve stopovém množství vznikly v primární nukleosyntéze i jádra prvků jako je lithium, beryllium či bor, ale to teď můžeme v podstatě zanedbat. V podstatě ze 100 % se raný vesmír skládal jen z vodíku a helia. První hvězdy, které ve vesmíru vznikaly tak obsahovaly pouze tyto dva prvky. A tím mohly být i větší a hmotnější než dnešní hvězdy, které se sice také skládají převážně z vodíku a helia, přesto obsahují příměsi těžších prvků.

Zastoupení těžších prvků ve hvězdách říkáme odborně metalicita, tedy česky něco jako obsah kovů. Astronomové a astrofyzikové totiž slovem kov označují cokoli těžšího než helium. Ano, je to velmi matoucí, ale takový je astronomický úzus. No, a právě všichni červení trpaslíci, které známe obsahují kovy, tedy mají nenulovou metalicitu. To nám říká, že v první generaci hvězd nebyli červení trpaslíci zastoupeni. To by nás ale nemělo tolik překvapit, už jsme si totiž řekli, že tato populace hvězd byla spíše hmotnější a větší než hvězdy dnešní. První červení trpaslíci tedy vznikli až o něco později, v době, kdy už první generace hmotných hvězd stihla vyčerpat své palivo a explodovat jako velmi energetické supernovy. Tím rozšířily po prostoru těžší prvky a umožnily vzniknout i lehčím hvězdám, jako jsou právě červení trpaslíci.

Je také nutné poznamenat, že poté co došlo k uvolnění těžších prvků nezačaly červení trpaslíci vznikat hned ve větším množství. Zpočátku bylo těžkých prvků k dispozici málo, takže červení trpaslíci vznikali jen zřídka, čemuž napovídá i to, že pozorujeme jen velmi málo červených trpaslíků s nízkou metalicitou. Jak se postupem času s dalšími a dalšími explodujícími supernovami stávaly těžší prvky hojnějšími, rostlo i zastoupení červených trpaslíků. Opět jako důkaz může posloužit skutečnost, že většina červených trpaslíků, které známe, má poměrně vysokou metalicitu. Přesto, i když se nedostatek červených trpaslíků s malým zastoupením kovů očekával, ve skutečnosti jsme jich pozorovali ještě méně, než modely předpovídaly. Tento rozpor není dosud uspokojivě vysvětlen. Očekávalo se, že nové lepší teleskopy by mohly celou věc vysvětlit, zatím k tomu však nedošlo.

Metalicita má však pro červené trpaslíky ještě jeden zásadní význam. Hranice mezi nejlehčími červenými trpaslíky, tedy hvězdami, které jsou schopny provádět fúzní reakci a hnědými trpaslíky, jakožto objekty, v nichž už fúze neprobíhá, není zcela ostrá. Ukazuje se, že o tom, zda objekt na stojící hmotnostně na rozhraní mezi oběma typy těles skončí jako červený anebo hnědý trpaslík rozhoduje právě metalicita. Při metalicitě shodné se sluneční se hranice nachází asi na 0,07 slunečních hmotnostech. Takový objekt má limitní povrchovou teplotu někde kolem 1700 K, ačkoliv se ukazuje, že skuteční červení trpaslíci o této hmotnosti nacházející se v našem sousedství mají teplotu spíše kolem 2100 K.  Předpokládá se také, že nejméně hmotní červení trpaslíci mají poloměr zhruba na úrovni 0,09 slunečního poloměru. Pokud jde o trpaslíky s nulovou metalicitou (ačkoliv takoví reálně neexistují), očekává se, že jejich nejnižší možná teplota by byla 3600 K a hmotnost 0,09 hmot Slunce.

A tajemství jejich zániku

Pokud jsme v kapitole o vzniku červených trpaslíků spekulovali, zde budeme spekulovat dvojnásobně. Pokud jde totiž o konečná stádia vývoje červených trpaslíků, nic víc než teoretické modely a numerické simulace v rukou nemáme, neboť jsme si již řekli, že dosud žádný červený trpaslík hlavní posloupnost neopustil. Takže co víme, nebo tušíme? No, v tomto případě se červení trpaslíci dělí do dvou skupin, přičemž hranice mezi nimi je zhruba na úrovni 0,25 slunečních hmot. Pokud má červený trpaslík více než čtvrtinu sluneční hmotnosti, pak se z něj po vyčerpání veškerého fúzního paliva stane rudý obr. Jeho osud tedy bude velmi připomínat naše Slunce. Zkrátka, poté kdy opustí hlavní posloupnost dojde k jejich významnému zvětšení, jak se rozepnou vnější vrstvy hvězdy.

Červený obr je oproti původní hvězdě větší desetinásobně až stonásobně, protože se však hmotnost hvězdy nezvýší, dojde ke zmenšení její hustoty. Pokud červenému trpaslíku, teď už rudému obru zbyl vodík, pokračuje jeho fúze, ale ve vnějších vrstvách a mnohem rychleji. V jádru se také zažehne fúze helia na uhlík v tzv. trojitém alfa procesu. Protože k tomu dojde u takto málo hmotných hvězd v celém objemu jádra najednou ihned po dosažení kritické teploty 100 milionů K, hovoříme o heliovém záblesku. Když rudý obr vyčerpá jaderné palivo, dojde k odhození vnějších vrstev, čímž se vytvoří planetární mlhovina. Taková mlhovina nemá nic společného s planetami, jen je při pohledu z dálky připomíná, proto tento název. Planetární mlhoviny dobře známe ze snímků kosmických observatoří jako jsou Hubble či Webb, typickým příkladem je třeba Prstencová mlhovina.

Zatímco rudý obr vnější obálky odhodil, zůstává po něm jeho obnažené jádro, které teď už funguje samostatně a stává se z něj bílý trpaslík. Bílí trpaslíci již nemají dostatek energie na to provádět fúzní reakci, takže jen pomalu vyhasínají a připomínají slávu původní hvězdy. Pohromadě nejsou udržovány v rovnováze díky fúzním reakcím jako červení trpaslíci a jiné hvězdy hlavní posloupnosti musí je držet tlak elektronového degenerovaného plynu. Jenže aby k tomu došlo, musí se jádro dostatečně smrštit. Takže výsledný bílý trpaslík ve velikostně srovnatelný se Zemí. Bílí trpaslíci jsou nesmírně zajímavé objekty a dalo by se o nich povídat velmi dlouho. A nebojte, v budoucnu tak také učiníme, ale u jiného, jim věnovaného článku. Tento text je však o něčem jiném, takže musíme dál.

Zatím jsme si totiž neřekli, co se stane s červenými trpaslíky lehčími než 0,25 hmotnosti Slunce. Jak hvězda stárne, roste její svítivost a ona musí vyzařovat energii rychleji, aby si udržela předchozí rovnováhu. Hmotnější hvězdy se nakonec zvětší na rudého obra. Ale červení trpaslíci s menší hmotností zvýší svou povrchovou teplotu a díky tomu se u nich zvýší rychlost vyzařování energie a také jejich svítivost naroste. Budou pak emitovat více modrého světla a méně červeného a stanou se tak modrými trpaslíky. K tomu dojde poté co vyčerpají většinu své zásoby vodíku. U modrých trpaslíků se povrchová vrstva hvězdy stane pro fotony poměrně průhlednou, takže bude moci unikat více záření, které by jinak byly absorbovány a vyzářeny při nižší teplotě, jako u hmotnějších hvězd. A jaký přesně by měl takový červený trpaslík život?

Tak například výše zmíněná Barnardova hvězda, která má hmotnost asi 0,16 hmotnosti Slunce zůstane na hlavní posloupnosti asi 2,5 bilionů let. Poté přejde do fáze modrého trpaslíka, její svítivost dosáhne třetiny svítivosti Slunce a povrchová teplota se zvýší na 8500 K. V tomto stádiu setrvá dalších asi pět miliard let. Simulace pro červeného trpaslíka o hmotnosti 0,14 hmoty Slunce pak předvídají povrchovou teplotu asi 8300 K. A jak skončí tito modří trpaslíci? I oni nakonec vyčerpají fúzní palivo a stanou se z nich bílí trpaslíci. Nakonec tedy skončí stejně jako všechny ostatní méně hmotné hvězdy. Bílí trpaslíci budou postupně chladnout, až se z nich nakonec stanou černí trpaslíci.

Je ovšem potřeba upozornit, že čas potřebný pro změnu z červeného trpaslíka na modrého je cca 10¹² let, čas potřebný ke změně modrého trpaslíka na bílého asi 10⁹ let a čas nutný ke změně bílého trpaslíka na černého nejméně 10¹⁵ let, ale možná i mnohem více, v závislosti na procesech probíhajících ve velmi starém vesmíru, kterým ještě zcela dobře nerozumíme. Zatímco tak bílí trpaslíci už existují, protože vznikají i z hmotnějších hvězd, modří a černí trpaslíci jsou sice objekty velmi dobře podložené simulacemi, ale stále jde jen o hypotetická tělesa, která nikdy nikdo neviděl, a ještě velmi dlouho ani neuvidí.

Pozorování červených trpaslíků  

Z temnoty, chladu, pusta a prázdna daleké budoucnosti vesmíru (které mimochodem nápadně připomíná Lotyšsko) se ale přesuňme zpět do dnešní doby. Jak už jsme si řekli, červení trpaslíci jsou velmi malí, relativně málo jasní a chladní. Není proto divu, že první byl objeven až v polovině 18. století a další pak následovali ještě později. Ono je totiž třeba si otevřeně říci, že až do poloviny minulého století představovalo pozorování červených trpaslíků velký problém. Do té doby se totiž stále snímky pořizovaly starým způsobem na fotografické desky, kde byli červení trpaslíci nevýrazní, takže nějaké vzorové snímky téměř nebyly k dispozici a bylo nesmírně obtížné je získat. Situace se změnila až s přechodem na novou techniku, a především na nové snímače typu CDS a pokročilejší.

Pozorování z roku 1953 obsahovala pouze dva spektrální standardy pro červené trpaslíky, konkrétně pro spektrální třídy M0V a M2V. Ty jsou přitom velmi důležité, aby bylo s čím porovnávat další objevené hvězdy a nová pozorování již existujících. V 70. letech pak byly publikovány další standardy, ovšem nepanovala na nich obecná shoda, takže se v 80. letech provedla důkladná revize. Současné standardy pak pochází z roku 2009 a nejznámějšími standardními hvězdami jsou asi Gliese 229 (třída M1V), Lalande 21185 (M2V) a Gliese 581 (M3V), všechny známé především díky svým planetárním systémům. Každopádně dnes už moderní observatoře na Zemi i v kosmu pozorují blízké červené trpaslíky poměrně běžně a kupříkladu s tím, že červené trpaslíky zkoumají Hubbleův nebo Webbův teleskop se můžete setkat poměrně běžně.

Vznik planet u červených trpaslíků

Červení trpaslíci jsou sice mnoha způsoby unikátní, ale jinak hvězdy jako každé jiné, takže není divu, že i zde mohou vznikat planety. Ale i v tomto případě musí mít červení trpaslíci něco extra. Bylo totiž zjištěno, že se u některých objevují protoplanetární disky staré až 45 milionů let. Přitom u hmotnějších hvězd jsou pozorovány maximálně disky staré 10 milionů let, což znamená, že někteří červení trpaslíci mají disky až 4,5krát starší. Tyto protoplanetární disky získaly přezdívku disky Petra Pana, podle známé fiktivní postavy chlapce, který nechtěl dospět. Typickým příkladem je systém WISE J0808 vzdálený 331 světelných let ve směru souhvězdí Létající ryby. Systém objevil americký infračervený teleskop WISE vypuštěný v rámci projektu Explorers v prosinci 2009.

Tyto velmi staré disky se ale objevují jen u některých červených trpaslíků, u většiny se disk rozptýlí po méně než pěti milionech let. V životnosti disku může hrát roli ionizace plynu zářením, tzv. fotoevaporace nebo třeba blízké průlety hvězd. Hubbleův a Webbův dalekohled nám ukázaly pohledy na některé z protoplanetárních disků u červených trpaslíků, které mají zajímavou symetrickou strukturu jako jsou Tau 042021 nebo Herbig-Haro 30. U nich jsou vidět například polární výtrysky či diskové větry, jak ukazuje třeba přístroj NIRCam. Ukazuje se, že mladší disky jsou bohaté spíše na kyslík, zatímco starší disky obsahují více uhlíku, popřípadě uhlovodíků, čehož je dobrým příkladem systém WISE J0446 opět objevený teleskopem WISE. Ten se nachází 269 světelných let daleko ve směru souhvězdí Eridanu. U některých disků byly detekovány též silikáty.

V okamžiku, kdy je ze systému odstraněn primordiální plyn, zůstane existovat disk kolem hvězdy i nadále. Nejde však už o příliš starý protoplanetární disk, který bychom mohli nazývat diskem Petra Pana a jejichž existence mimochodem nebyla dosud spolehlivě objasněna. Disk po odstranění plynu nazýváme jako prachový disk, což je český termín, který se mi líbí nejvíce. Nicméně terminologie není dosud zcela ustálena, takže lze vymyslet i termín jiný, používá se třeba též disk trosek. Takové disky najdeme u červených trpaslíků také poměrně často. Typickými příklady jsou Fomalhaut C, třetí složka známého trojhvězdného systému Fomalhaut, popřípadě hvězdy AU Microscopii a CE Antliae nacházející se 31 světelných let daleko ve směru souhvězdí Mikroskopu, respektive 111 světelných let ve směru souhvězdí vývěvy. Obě hvězdy důkladně prozkoumaly Webbův i Hubbleův dalekohled.

Planety u červených trpaslíků

Jelikož je k dnešnímu dni známo již více než 7500 exoplanet, není divu, že velké množství planet známe i u červených trpaslíků. V jejich případě ovšem platí opět určité specifikum, neboť jsou zde známy spíše menší kamenné planety, popřípadě planety typu super-Země či mini-Neptun. Velké plynné planety podobné Jupiteru sice u červených trpaslíků známy rovněž jsou, ale tvoří menšinu objevených světů. Průzkumy velkého množství hvězd ukazují, že planeta srovnatelná velikostí s Jupiterem se vyskytuje u jedné z šesti masivních hvězd, které jsou dvakrát hmotnější než Slunce. Pokud jde o hvězdy srovnatelné se Sluncem, pak je planeta ekvivalentní Jupiteru u jedné z šestnácti, ale pouze jeden z asi čtyřiceti červených trpaslíků má takto hmotnou planetu ve svém systému. Pokud jde o méně hmotné planety, ukazuje se, že asi u každého třetího červeného trpaslíka je planeta srovnatelná s naším Neptunem, tedy kategorii označovanou u nás jako ledový obr.

Ještě menší planety typu super-Země jsou dokonce výrazně hojnější než planety srovnatelné s Neptunem. Nalezli bychom je u většiny červených trpaslíků, a dokonce podle odhadů má asi 40 % červených trpaslíků super-Zemi v obyvatelné zóně, tedy v oblasti, kde může existovat kapalná voda. Nejběžnější by ovšem měly být planety velikostně srovnatelné se Zemí. Což už ovšem není výsledek pozorování, nýbrž numerických simulací. Simulace naznačují v tomto případě i jinou velmi zajímavou věc. Asi 90 % těchto zemi podobných planet by mělo být z až 10 % tvořeno vodou. To může značit, že mnohé z nich mají značné množství vody i na povrchu, takže se zde mohou vyskytovat velké oceány, moře či alespoň jezera. Znamená to, že je na těchto planetách život? K tomu se ještě vrátíme v další podkapitole.

Každopádně, z minulých článků si možná pamatujete, že první exoplaneta byla objevena v roce 1992 u pulsaru, zvláštního typu neutronové hvězdy, první planeta u hvězdy hlavní posloupnosti pak byla objevena v roce 1995. A kdy došlo na první objev u červeného trpaslíka? To bylo ještě o tři roky později, kdy Xavier Delfosse a Geoffrey Marcy objevili planetu Gliese 876b u červeného trpaslíka Gliese 876 spektrální třídy M4V, který se nachází 15,2 světelného roku od nás ve směru souhvězdí Vodnáře. V průběhu dalších dvanácti let zde byly identifikovány ještě tři planety, systém Gliese 876 má proto dnes čtyři známé planety. Současně má Gliese 876b ještě jedno prvenství, jde totiž o první obří plynnou planetu identifikovanou u červeného trpaslíka, její hmotnost je asi 2,36násobkem Jupitera. Také planeta Gliese 876c je téměř stejně hmotná jako Jupiter, zbylé dvě jsou výrazně lehčí.

Na objev první kamenné planety u červeného trpaslíka jsme si museli počkat až na dobu, kdy již fungoval americký lovec (dodnes má nejvíce objevených exoplanet) Kepler, vypuštěný do kosmického prostoru v rámci programu Discovery. V roce 2011 byl tímto teleskopem objeven systém Kepler-42, který byl o rok později potvrzen. Systém leží ve směru souhvězdí Labutě, a to ve vzdálenosti 131 světelných let, mateřskou hvězdou je červený trpaslík spektrální třídy M5V, která u sebe hostí tři potvrzené planety. Dvě z nich mají hmotnost 2,05, respektive 2,73násobku Země a patří tedy do kategorie super-Zemí, třetí je o něco menší, její hmotnost je na úrovni asi 9/10 zemské hmoty. Potenciálně kamenné planety byly objeveny například též u Gliese 581, kde se nachází jedna obří velká planeta a dvě menší spadající zřejmě do kategorie super-Zemí. U stejné hvězdy pak byly objeveny i další tři planety, ale tyto objevy byly vyvráceny nebo jsou alespoň zpochybněny.

Pokud jde o rozsah planetárních systémů, je Slunce stále hvězdou s nejvíce známými planetami, tedy osmi. A ne, Pluto planeta není a nikdy ani jako planeta být počítáno nemělo. A pokud jde o potenciální novou planetu 9, ta možná existuje, ale zatím nebyla objevena, takže ji nelze započítat. Slunce má tedy osm planet. O toto prvenství se dělí s hvězdou Kepler-90, která má rovněž osm potvrzených planet. Kepler-90 je ovšem hvězda spektrálního typu F9 IV/V, tedy ještě o něco větší a hmotnější než Slunce, takže pro nás teď zajímavý není. Červeným trpaslíkem s nejvíce potvrzenými planetami je slavný systém TRAPPIST-1, u něhož bychom nalezli sedm planet, všech sedm je zřejmě kamenných a z toho až tři mohou být v obyvatelné zóně, tedy by se na nich mohla vyskytovat kapalná voda. Celý systém je vzdálen 41 světelných let ve směru souhvězdí Vodnáře, takže na nějakou osobní návštěvu to rozhodně není.

Jsou planety červených trpaslíků obyvatelné?

Možná si říkáte, proč tuto otázku vůbec řešíme. Přece jsme si řekli, že u červených trpaslíků se, alespoň podle současných výzkumů, vyskytuje velké množství kamenných exoplanet, které jsou velikostně srovnatelné se Zemí, navíc jsme si i řekli, že by se na nich mohlo vyskytovat značné množství vody. Navíc jsme si také řekli, že červení trpaslíci se na hlavní posloupnosti udrží stovky miliard let až dokonce biliony roků. Zdálo by se tedy, že tyto hvězdy jsou natolik dlouhověké a stabilní a mají dostatek vhodných planet, že jsou přímo ideálními kandidáty pro rozvoj života, a to dokonce i toho mnohobuněčného, popřípadě potenciálně i mimozemských civilizací, neboť nabízejí dlouhé miliardy či dokonce biliony let pro možnost rozvoje života. Ale z jiných příkladů ve vědě už víme, že zdání může extrémně klamat.

Moderní výzkumy totiž ukazují, že planety u červených trpaslíků by pro život byly bohužel naopak pravděpodobně velmi nevhodné, a to hned z několika důvodů. Prvním je to, že jak jsou červení trpaslíci velmi malé hvězdy, planety v obyvatelné zóně nebo v její blízkosti by musely být hodně blízko své hvězdy. A to odpovídá i našim znalostem. Lze najít obrázky červených trpaslíků s několika planetami ukazující, že se celý systém vejde do oběžné dráhy Merkuru. Planety, které by byly takto blízko své hvězdy by zřejmě měly téměř kruhovou dráhu a došlo by k tzv. slapovému uzamčení, takové planety by měly vázanou rotaci. To znamená, že se doba rotace planety kolem své osy právě rovná době jeho oběhu kolem mateřské hvězdy. Jinými slovy, taková planeta by byla natočena ke své hvězdě stále stejnou polokoulí. A to by znamenalo, že přivrácená polokoule by byla velmi zahřáta, zatímco na odvrácené by panoval extrémní chlad.

Mezi oběma polokoulemi planety by tak panovaly značné rozdíly v teplotě, což si jistě dovedete představit, že není pro život právě optimální situace. Pochopitelně nemůžeme vědět jaké formy života se mohou jinde vyvinout, my však známe pozemský život, takže usuzujeme podle něj a pozemské formy života by s tímto stavem měly problém. Ani atmosféra by nemusela pomoci, protože některé práce naznačují, že na chladné polokouli by byla tak nízká teplota, že by většina plynů v atmosféře zmrzla, zatímco teplá polokoule by zase byla suchá a horká. Jiné modely ovšem naznačují, že oceán na většině povrchu planety anebo dostatečně hustá atmosféra by tento problém řešit mohly, protože by zajistily cirkulaci tepla po celém povrchu takové planety. Existují navíc i modely, které říkají, že byť by byla většina povrchu neobyvatelná, život by se mohl vyvinout a rozvíjet se v oblasti terminátoru, tedy na rozhraní mezi denní a noční stranou, kde by mohly panovat příhodné podmínky.

Bohužel, ani tímto probléme červených trpaslíků nekončí. Dnes již totiž víme, že červení trpaslíci jsou extrémně aktivní hvězdy. Pokud se snad bojíme nějaké velké bouře na Slunci, která by mohla způsobit problémy našim družicím či rozvodné síti, není to nic ve srovnání s červenými trpaslíky, kde jsou hvězdné erupce velmi časté a mimořádně silné. Červení trpaslíci mohou uvolňovat tak silné erupce, že během okamžiku naroste jejich jasnost na dvojnásobek původní hodnoty. Proto se červení trpaslíci řadí mezi tzv. eruptivní proměnné hvězdy. Je sice možné, aby si planeta i přes silné a časté erupce udržela atmosféru, zvláště má-li silné magnetické pole, ale vysokoenergetické záblesky a silné magnetické pole, které červení trpaslíci také mají může vznik, rozvoj a udržení života našeho typu velmi ztížit. Červení trpaslíci tak nejsou hvězdy, kde bychom měli hledat inteligentní civilizace, a možná ani jednodušší život.

Závěr

Doufám, že jsem vás dostatečně přesvědčil, že i když nemluvíme o Červeném trpaslíku s Listerem, Rimmerem, Krytonem a Kocourem, ale o typu hvězd, jde o dost zajímavé téma, které stojí za zmínku. A doufám, že jsem vás i dostatečně navnadil na další zajímavé články, do kterých se postupně pustíme.

Použité a doporučené zdroje

• NASA Kepler: https://science.nasa.gov/mission/kepler/
• NASA Hubble: https://science.nasa.gov/mission/hubble/
• ESA Hubble: https://esahubble.org/
• ESA Webb: https://esawebb.org/
• NASA Webb: https://science.nasa.gov/mission/webb/
• NASA WISE: https://science.nasa.gov/mission/neowise/

Zdroje obrázků

• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3d/AU_MIc_M-dwarf_artist%27s_conception.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/95/New_shot_of_Proxima_Centauri%2C_our_nearest_neighbour.jpg
• https://dq0hsqwjhea1.cloudfront.net/Mau-Bard-Barnard-Star-Motion-2024-06-14-Small.jpg
• https://blogs-images.forbes.com/startswithabang/files/2018/07/disintegrating-planet.jpg
• https://static.sciencelearn.org.nz/images/images/000/000/244/original/Proton-proton-chain-reaction20150924-22473-1a5pn6c.jpg?1674163957
• https://theplanets.org/123/2021/05/Red-dwarf-1024×768.png
• https://nineplanets.org/wp-content/uploads/2020/06/Red-dwarf-infographic.jpg
• https://i.gzn.jp/img/2016/02/03/red-dwarfs-explain/13.png
• https://w.astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/altbbn.jpg
• https://science.nasa.gov/science-pink/s3fs-public/styles/image_gallery_scale_960w/public/atoms/nucleosynthesis2_wikipediacmglee_1080_0.jpg?itok=3oUbxDmj
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/82/Blue_dwarf_star_artistic_recreation-bpk.jpg
• https://wp-assets.futurism.com/2015/02/479970_386481904771558_1121562848_n.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4e/Black_dwarf_star-bpk.jpg
• https://static.wikia.nocookie.net/space/images/3/36/Gl229a.png/revision/latest/thumbnail/width/360/height/360?cb=20250715185304
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f7/Tau_042021_labelled.jpg
• https://assets.science.nasa.gov/dynamicimage/assets/science/missions/hubble/releases/2019/01/STScI-01EVSYRW58SDFXQ0J7ZJ50H200.tif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d7/Kepler_in_Astrotech%27s_Hazardous_Processing_Facility_%28KSC-2009-1645%29.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1d/Artist%27s_conception_of_Kepler-42.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f7/PIA21424_-_The_TRAPPIST-1_Habitable_Zone.jpg
• https://www.universetoday.com/article_images/TRAPPIST-1f_Artists_Impression-1024×1024.jpg
• https://www.americangeosciences.org/static/earth/comment-exoplanets-life-terminator/terminator.jpg