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Brauner Zwerg


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Ein Brauner Zwerg ist ein kompaktes astronomisches Objekt das einer Masse zwischen 13 und 75 Jupitermassen den Übergangsbereich zwischen Planeten und Sternen einnimmt gleiches gilt für die im ablaufenden Prozesse. Braune Zwerge sind massereicher als Gasriesen und masseärmer als Rote Zwergsterne .

Gliese 229B (jeweils Bildmitte) links: Entdeckung am Observatorium rechts: Hubble Space Telescope (NASA)

Inhaltsverzeichnis

Abgrenzung

Der charakterisierende Prozess für einen Stern eine stabile Kernfusion von Wasserstoff im Inneren die zumindest für einen der Sternlebenszeit der Gravitationskraft entgegenwirkt und damit Aufbau stabilisiert. Durch die gravitative Kontraktion während der Entwicklung erhöht sich im die Dichte und durch die adiabatische Kompression die Temperatur . Steigt die Kerntemperatur über 3 Millionen setzt die Wasserstofffusion ein. Diese Mindesttemperatur wird bei einer Zusammensetzung wie der unserer Sonne bei einer Masse von etwa 0 Sonnenmassen bzw. 75 Jupitermassen erreicht ab dieser entsteht ein Stern. Die Massengrenze ist jedoch der Metallizität abhängig und liegt für eine Metallizität 0 dass heißt bei Objekten aus der des Universums bei etwa 90. Als Braune Zwerge Objekte eingestuft die unter dieser Grenze liegen.

In Braunen Zwergen finden jedoch trotzdem statt da es einige Fusionsreaktionen gibt die bei niedrigeren Temperaturen ablaufen als die Wasserstofffusion. sind im wesentlichen die Lithiumfusion bei der ab etwa 65 Jupitermassen 7 Lithiumkern mit einem Proton reagiert und die Deuteriumfusion bei der ab etwa 13 Jupitermassen Deuteriumkern und ein Proton zu einem 3 Heliumkern verschmelzen. Seit Ende des 20. Jahrhunderts wird zur genaueren Definition der Braunen meist das Fusionskriterium angewandt das heißt man alle Objekte Braune Zwerge in denen Fusionsprozesse Ausnahme der Wasserstofffusion ablaufen. Die Massenuntergrenze liegt dieser Definition bei etwa 13 Jupitermassen der für die Deuteriumfusion. Objekte mit einer geringeren nennt man Planeten.

In den ersten Untersuchungen zu Braunen wurde das Entstehungskriterium angewandt man nannte alle Braune Zwerge die wie die Sterne durch einer Gaswolke entstehen in denen aber keine einsetzt - im Gegensatz zu den Planeten in den Akkretionsscheiben der Sterne entstehen. Diese ist jedoch sehr problematisch da vor allem Entstehungsgeschichte der leichteren Objekte wenn überhaupt nur sehr hohem Aufwand geklärt werden kann. Das wird zwar noch nicht allgemein verwendet aber wird Anfang des 21. Jahrhunderts deutlich häufiger verwendet als das Entstehungskriterium eigentlich nur noch von einigen älteren Pionieren Forschungsgebiets angewandt wird.

Die Definition der Braunen Zwerge über Fusionskriterium hat auch Auswirkungen auf die Definition Planeten. Zum einen wurden Objekte gefunden die weniger als 13 Jupitermassen aufweisen und nicht eines Planetensystems sind sondern sich frei um das der Milchstraße bewegen. Da über die Herkunft dieser nichts bekannt ist wird die neue Bezeichnung Planemo für diese Objekte vorgeschlagen. Zum anderen viele Exoplaneten neben großen Massen die teilweise sogar Bereich der Braunen Zwerge liegen könnten mit Exzentritäten und geringen Abständen vom Zentralgestirn Bahnparameter die man eher von einem stellaren Begleitern von Planeten erwarten würde. Tatsächlich wird mindestens Exoplanet auch als Kandidat für einen Braunen eingestuft. Bei den Objekten unter 13 Jupitermassen jedoch noch keine einheitliche Benennung absehbar.

Entstehung

Der Enstehungsprozess der Braunen Zwerge ist noch nicht eindeutig geklärt im Wesentlichen bestehen drei Möglichkeiten:

  • Sie werden nach den selben Mechanismen einer Gaswolke gebildet wie die Sterne mit einzigen Unterschied dass die Masse des entstehendes nicht zur Wasserstofffusion ausreicht.
  • Sie beginnen ihre Entwicklung als Teil Mehrfachsystems in einer Globule . Sie werden jedoch aus dem System bevor sie die nötige Masse zur Zündung Wasserstofffusion erreichen.
  • Sie entstehen als Planeten die in späteren Entwicklungsstadium aus dem Planetensystem herausgeschleudert werden.

In der Sternentstehungsregion Chamaeleon I die erst wenige Millionen Jahre alt wurden 34 Braune Zwerge gefunden bei dreien zusätzlich eine Akkretionsscheibe nachgewiesen werden die typisch für junge ist. Der Nachweis einer T-Tauri-Phase bei mehreren Zwergen die bisher nur bei jungen Sternen ihrem Weg zur Hauptreihe bekannt war ist ein weiterer Beleg die gleiche Entstehungsgeschichte zumindest eines Teils der Zwerge.

Eigenschaften Brauner Zwerge

Braune Zwerge weisen eine vergleichbare Elementzusammensetzung wie die Sterne. nur in Akkretionsscheiben entstandene Zwerge hätten einen höheren Anteil schwererer Elemente vermutlich einen Gesteinskern aber für diesen Entstehungsweg es bisher noch keine Belege.

Junge Braune Zwerge sind bei der Beobachtung von Sternen zu unterscheiden: Der etwa 12 Jahre alte Braune Zwerg TWA 5B (oben) einer Röntgenaufnahme (Chandra NASA)

Für sehr leichte Zwergsterne stellt sich Kern unabhängig von der Masse eine Gleichgewichtstemperatur etwa 3 Millionen Kelvin ein bei der Wasserstofffusionsprozesse sprunghaft einsetzen. Die Konstanz der Temperatur eine annähernde Proportionalität zwischen Masse und Radius das heißt geringer die Masse desto höher ist Dichte Kern. Bei steigender Kerndichte üben die Elektronen einen zusätzlichen Gegendruck gegen die gravitative aus der durch eine teilweise Degeneration der Elektronen aufgrund des Pauli-Prinzips hervorgerufen wird und zu einer geringeren des Kerns führt. Dies führt bei der in der Umgebung der Sonne bei weniger etwa 75 Jupitermassen dazu dass die notwendigen zur Wasserstofffusion nicht mehr erreicht werden und Brauner Zwerg entsteht. Da weder der Verlauf Degeneration der Elektronen noch die Eigenschaften der Sterne in allen Aspekten verstanden sind variieren Literaturwerte zwischen 70 und 78 neuere Rechnungen im Bereich von 72 bis 75 Jupitermassen. der quantenmechanischen Degeneration der Elektronen nennt man die Zwerge ebenso wie Weiße Zwerge Neutronensterne und Scharze Löcher auch kompakte Objekte .

Die Fusionsprozesse liefern zwar bei jungen Zwergen einen Beitrag zur Energiebilanz sie sind in keiner Entwicklungsphase mit dem Beitrag der vergleichbar. Dies führt dazu dass Braune Zwerge gegen Ende der Akkretionsphase abzukühlen beginnen die verlangsamen diesen Prozess nur für etwa 10 50 Millionen Jahren.

Temperaturtransport

Leichte Rote Zwerge bilden im Gegensatz den schwereren Sternen keine Schalenstruktur aus sondern vollständig konvektiv das heißt es findet ein Materietransport Kern bis zur Oberfläche statt der zu vollständigen Durchmischung führt und die Temperaturverteilung im Inneren bestimmt. Diese vollständige Konvektion setzt sich den gesamten Massenbereich der Braunen Zwerge fort. der Methanzwerge wie z.B. Gliese 229B legen allerdings die Vermutung nahe dass Konvektionszone bei älteren kühleren Braunen Zwergen nicht bis zur Oberfläche reicht und sich stattdessen eine den Gasriesen ähnliche Atmosphäre ausbildet.

Größe

schematischer Größenvergleich zwischen Sonne Braunem Zwerg Jupiter Erde (v.l. NASA)

Die Degeneration der Elektronen führt zu Massenabhängigkeit des Radius Brauner Zwerge von R M -1/3 erst unterhalb der Massengrenze der Braunen verliert die Degeneration an Bedeutung und es sich bei konstanter Dichte eine Massenabhängigkeit von ~ M +1/3 ein. Die schwache reziproke Massenabhängigkeit der Zwerge führt zu einem über den gesamten annähernd konstanten Radius der in etwa dem entspricht wobei die leichteren Braunen Zwerge größer als die schwereren.

Spektralklassen

Die Spektralklassen die für Sterne definiert sind sind im engeren Sinne auf Braune Zwerge anwendbar da es sich um Sterne handelt. Bei Temperaturen über 1800 2000 K fallen sie bei der Beobachtung in den Bereich der L- und M-Sterne die optischen Eigenschaften nur von der Temperatur der Zusammensetzung abhängen. Man wendet die Spektralklassen auch auf Braune Zwerge an wobei diese keine direkte Aussage über die Masse sondern über die Kombination von Masse und Alter

Ein schwerer junger Brauner Zwerg startet mittleren M-Bereich bei etwa 2900 K und alle späteren M- und L-Typen leichtere Braune starten bereits bei einem späteren Typ. Das Ende der Hauptsequenz ist nicht genau bekannt liegt aber vermutlich zwischen L2 und L4 bei Temperaturen unter 1800 bis 2000 K. späteren kühleren Typen handelt es sich mit um Braune Zwerge. Für die kühleren Braunen wie z.B. Gliese 229B mit einer Temperatur etwa 1000 K wurde mit dem T-Typ weitere Spektralklasse eingeführt die mit Temperaturen unter 1300 bis 1400 K nicht mehr auf anwendbar ist. Da das Spektrum in diesem vor allem von starken Methanlinien geprägt ist man Braune Zwerge vom T-Typ meist Methanzwerge . Die derzeit kühlsten bekannten Braunen Zwerge Temperaturen um 700 K auf die Entdeckung Objekte ist jedoch sehr wahrscheinlich. Vermutlich muss weitere Spektralklasse eingeführt werden um auch die abzudecken bei denen der Anteil des Methan wesentlichen Beitrag zum Spektrum liefert.

Häufigkeit der Braunen Zwerge

Es gibt eine einfache Massenfunktion zur der relativen Anzahl von sternähnlichen Objekten bezüglich Masse die stellare Anfangsmassenfunktion bzw. Initial Mass Function oder kurz IMF . Diese Massenfunktion sollte sich unverändert in Bereich der schwereren Braunen Zwerge fortsetzen da die Anfangsphase des Sternentstehungsprozesses mit dem Kollabieren Gaswolke unabhängig von der Art des entstehenden ist dass heißt die Wolke kann nicht ob am Ende ein Stern oder ein Zwerg entsteht. Diese Massenfunktion wird jedoch im der leichteren Braunen Zwerge Abweichungen zeigen da einen auch die anderen Entstehungsprozesse ( siehe Abschnitt Entstehung ) einen Beitrag liefern könnten und zum nicht viel über die Mindestmassen der Objekte ist die bei Sternentstehungsprozessen entstehen können. Eine Bestimmung der Häufigkeit bzw. der Massenfunktion der Zwerge ist deshalb nicht nur für die der Braunen Zwerge wichtig sondern trägt auch Verständnis der Sternentstehungsprozesse im allgemeinen bei.

Nachweismethoden

Braune Zwerge haben eine sehr niedrige und sind deshalb schwer zu beobachten in Entwicklungsstadien sind sie zudem leicht mit Roten zu verwechseln. Für den eindeutigen Nachweis von Zwergen bestehen mehrere Möglichkeiten:

  • Leuchtkraft
    In Braunen Zwergen spielen Fusionsprozesse bei der nur eine untergeordnete Rolle die Leuchtkraft dieser nimmt deshalb im Laufe der Entwicklung ab. die gemessene Leuchtkraft unter der der leichtesten die dem 10 -4 -fachen der Sonnenleuchtkraft enstpricht dann kann es nur um einen Braunen Zwerg handeln. Die ist allerdings nur dann als Kriterium anwendbar die Entfernung bekannt ist wie z.B. in Sternhaufen . Diese Methode wurde bei den ersten zum Nachweis Brauner Zwerge in den 1980ern angewandt und hat sich als sehr erwiesen bei den meisten gefundenen Kandidaten konnte eine falsche Entfernungsbestimmung nachgewiesen werden.

  • Temperatur
    Der Leuchtkraft L kann über das Stefan-Boltzmann-Gesetz eine effektive Oberflächentemperatur T eff zugeordnet werden mit T eff ~ L -4 die sich jedoch deutlich weniger ändert die Leuchtkraft. Die Temperatur kann jedoch sehr aus dem Spektrum des Objekts bestimmt werden. Ist die Temperatur signifikant niedriger als die Minimaltemperatur von 1800 K bei Sternen kann es sich um Braune Zwerge handeln.

  • Masse
    Bei Doppelsystemen mit einem Braunen Zwerg kann die Masse über die Vermessung der Bewegung den gemeinsamen Schwerpunkt bestimmen auch wenn der Zwerg selbst nicht beobachtet werden kann ( siehe auch Exoplanet ). Die direkte Bestimmung der Masse ist einzige Möglichkeit junge Braune Zwerge an der Massegrenze nachzuweisen.

  • Methan
    In der Atmosphäre Brauner Zwerge können sich Moleküle vor allem Methan bilden. Da dies in Sternatmosphären nicht ist kann durch den Nachweis von Methan den Spektren eindeutig auf einen Braunen Zwerg werden. Es handelt sich dann um einen und kühlen Braunen Zwerg vom T-Typ.

  • Lithium
    Der Nachweis von neutralem Lithium im Spektrum eine sehr gute Möglichkeit Braune Zwerge zu und ist in einem sehr weiten Bereich Der Lithiumtest wurde 1992 von Rafael Rebolo vorgeschlagen und von Gibor Basri 1996 erstmals angewandt.

Lithiumtest

Bei Massen von mehr als 65 wird 7 Lithium in 4 Helium umgesetzt. Dieser Prozess hält bei sehr Sternen etwa 50 und bei Braunen Zwergen 50 bis 250 Millionen Jahre an bis Lithiumvorrat aufgebraucht ist. Da leichte Sterne genau Braune Zwerge vollständig konvektiv sind nimmt die im Gegensatz zu schwereren Sternen wie z.B. Sonne nicht nur im Fusionsbereich des Kerns sondern kann direkt an der Oberfläche beobachtet Der Lithiumnachweis allein liefert aber kein eindeutiges zum einen ist Lithium auch in sehr Sternen nachweisbar zum anderen ist bei älteren Zwergen mit Massen von mehr als 65 kein Lithium mehr nachweisbar.

Kann man jedoch in einem sternähnlichen mit einer Temperatur von weniger als 2800 ausgeprägte 7 Lithium-Linien nachweisen handelt es sich eindeutig um Braunen Zwerg. Die Linien des neutralen Lithium zudem im roten Spektralbereich und sind deshalb auch mit irdischen Teleskopen sehr gut zu untersuchen. Durch die Nachweisbarkeit hat sich diese Methode als Standard Nachweis Brauner Zwerge etabliert.

Verteilung

Seit der Entdeckung von Gliese 229B mehrere hundert Braune Zwerge gefunden vor allem den Sterndurchmusterungen 2MASS ( 2 Micron All Sky Survey ) und DENIS ( DEep Near Infrared Sky survey ) sowie bei intensiven Durchmusterungen von Offenen und Sternenstehungsgebieten.

Sternhaufen

Es wurden bereits viele Braune Zwerge jungen Sternhaufen wie z.B. den Plejaden nachgewiesen aber es ist bisher noch Haufen komplett durchsucht worden. Zudem sind in Bereichen viele weitere Kandidaten bekannt deren Zugehörigkeit den Braunen Zwergen bzw. dem Sternhaufen selbst nicht geklärt sind. Erste Analysen sind im der Fehlerabschätzung mit der stellaren Massenfunktion vereinbar gibt es teilweise starke Abweichungen. Es ist noch zu früh um daraus eindeutig auf veränderte Massenfunktion im Bereich der Braunen Zwerge schließen.

Sternentstehungsgebiete

In Sternentstehungsgebieten gestaltet sich der Nachweis Zwerge sehr schwierig da sie sich aufgrund geringen Alters und der damit verbundenen hohen nur wenig von leichten Sternen unterscheiden ein Problem in diesen Regionen ist der hohe der durch hohe Extinktionsraten die Beobachtung erschwert. Die hier angewendeten sind stark modellabhängig deshalb sind erst sehr Kandidaten zweifelsfrei als Braune Zwerge bestätigt. Die abgeleiteten Massenfunktionen weichen zum großen Teil sehr von der stellaren Massenfunktion ab sind jedoch mit hohen Fehlern behaftet.

Doppelsysteme

Bei Systemen mit Braunen Zwergen bietet nach ersten Ergebnissen der Sterndurchmusterungen 2MASS ( 2 M icron A ll S ky S urvey ) und DENIS ( DE ep N ear I nfrared S ky survey ) folgendes Bild:

  • Bei vollständigen Durchmusterungen der F- bis in der Sonnenumgebung wurden nur einige Braune in engen Doppelsystemen mit einem Abstand von als drei Astronomischen Einheiten (AE) gefunden während Abstände bei 13 Prozent der Doppelsternsysteme auftreten; diese Beobachtung wird in der meist als Brown Dwarf Desert beschrieben. Bei sehr weiten Abständen über AE scheint allerdings kein Unterschied zwischen stellaren und Braunen Zwergen zu bestehen diese Folgerung jedoch auf einer Hochrechnung sehr weniger Beobachtungen ist deshalb noch sehr unsicher.
  • Etwa 20 Prozent der L-Zwerge bei es sich vermutlich zum großen Teil um Zwerge handelt haben einen weiteren Braunen Zwerg Begleiter es wurden jedoch keine Doppelsysteme mit Abstand von mehr als 20 AE gefunden.

Obwohl die Zahlenwerte der Ergebnisse noch unsicher sind gilt ein grundlegender Unterschied zwischen beiden Systemen F-M0-Stern/Brauner Zwerg und L-Zwerg/Brauner Zwerg sicher. Die Ursachen liegen vermutlich im Entstehungsprozess Braunen Zwerge vor allem die Anhänger der Sternembryos" dass heißt der Entstehung in einem und dem Hinauskatapulieren in einer frühen Entwicklungsphase diese Verteilungen als natürliche Konsequenz dieser Theorie.

Isolierte Braune Zwerge

Die 2MASS- und DENIS-Durchmusterungen haben bereits von Braunen Zwergen gefunden obwohl die Durchmusterungen nicht abgeschlossen sind. Erste Analysen deuten darauf dass sich die stellare Massenfunktion sehr weit den Bereich der Braunen Zwerge fortsetzt. Der der Braunen Zwerge mit Ausnahme der sehr scheint also sehr eng mit den Sternentstehungsprozessen die deshalb vermutlich auch die Population der Zwerge mit erklären müssen.

Altersbestimmung junger Sternhaufen

Der Lithiumtest liefert für Sternhaufen als eine Massengrenze bis zu der Lithium nachgewiesen kann die lithium depletion boundary genannt wird. Mit dieser Masse kann das Alter des Haufens bestimmen. Diese Methode jedoch nur wenn der Haufen jünger als 250 Millionen ist da diese Massengrenze sonst bei 65 Jupitermassen liegt. Auf diese Weise man 1999 das Alter der Plejaden um mehr 50 Prozent auf etwa 125 Millionen Jahre oben korrigiert. Vergleichbare Korrekturen erfolgten in der für weitere Sternhaufen unter anderem für α und IC 2391. Obwohl Braune Zwerge in Entfernungen nur schwer nachweisbar sein werden und Lithiumtest nur bei sehr jungen Haufen zur anwendbar ist ermöglicht diese Methode trotzdem eine gute Eichung anderer Datierungsmethoden ( siehe Hauptreihen-Cutoff ).

Geschichte

Shiv Kumar stellte 1963 erstmals Überlegungen an dass beim Entstehungsprozess Sterne auch Objekte entstehen könnten die aufgrund niedrigen Masse nicht die zur Wasserstofffusion erforderliche erreichen der Name Brauner Zwerg wurde jedoch erst 1975 durch Jill Tarter vorgeschlagen. Der Name ist zwar im Sinne nicht richtig da auch Braune Zwerge erscheinen aber der Begriff Roter Zwerg war schon für die leichtesten Sterne

In den 1980ern wurden verschiedene Anläufe unternommen diese hypothetischen zu finden aber erst 1995 wurde mit Gliese 229B der erste Braune Zwerg zweifelsfrei nachgewiesen. hierfür waren zum einen deutliche Fortschritte in Empfindlichkeit der Teleskope zum anderen wurden aber die theoretischen Modelle verbessert die eine bessere zu schwach leuchtenden Sternen ermöglichten. Innerhalb weniger wurden mehrere hundert Braune Zwerge nachgewiesen die weiterer möglicher Kandidaten liegt ebenfalls in dieser Als nächster Brauner Zwerg gilt Epsilon Indi

Die Untersuchung der Braunen Zwerge steht am Anfang hat aber vergleichbar der Öffnung Beobachtungsfenster oder der Entdeckung anderer neuer Effekte heute viel zu unserem Wissen und Verständnis Universums beigetragen.

Siehe auch: Portal Astronomie - Astronomie

Literatur

  • Ben R. Oppenheimer S. R. Kulkarni R. Stauffer: Brown Dwarfs . In: Protostars and Planets IV University Arizona Press Tucson 1999 ( PDF ) - (gute sehr umfangreiche Übersicht des Wissensstandes von
  • Shiv S. Kumar: The Bottom of the Main Sequence and Speculations Calculations Observations and Discoveries (1958-2002) . In: ASP Conference Series Vol. XXX ( PDF ) - (Ausführliche Schilderung über die wissenschaftliche Akzeptanz in 1960ern)
  • Gilles Chabrier: The Physics of Brown Dwarfs . In: J.Phys.Condens.Matter 10 1998 S. 11263 PDF ) - (physikalische Theorie der Braunen Zwerge sehr formellastig)
  • Bo Reipurth Cathie Clarke: The Formation of Brown Dwarfs as Ejected Embryos . In: Astronomical Journal (?) ( PDF ) - (Grundlagen und Diskussion dieses Entstehungsmodells)
  • Ray Jayawardhana Subhanjoy Mohanti Gibor Basri: Evidence for a T Tauri Phase in Brown Dwarfs . In: Astrophys.J. 592 2003 S. 282-287 PDF )

Weblinks



Bücher zum Thema Brauner Zwerg

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