Ein brauner Zwerg ist, nach der vorläufigen Definition in angenommen 2003 von der Internationalen Astronomischen Union , ein substellare Objekt , deren wahren Masse geringer ist als die Mindestmasse , die für die Kernfusion von Wasserstoff , aber größer als notwendig. In der Kernfusion von Deuterium , entsprechend einem Gewicht zwischen 13 M J und 75 M J . Mit anderen Worten, es ist ein Objekt, das nicht massiv genug ist , um als Stern betrachtet zu werden, aber massereicher als ein riesiger Planet . Es besteht Einigkeit über die Obergrenze, unterhalb derer ein Brauner Zwerg die Kernfusion von Wasserstoff aufrechterhalten kann : weniger als 0,07 Sonnenmasse für eine chemische Zusammensetzung Solar. Die Untergrenze ist nicht einstimmig; ein gemeinsames Kriterium ist die Fähigkeit , die verschmelzen Deuterium , etwa 13 Massen M J .
Die spektrale Klassifizierung von Braunen Zwergen hat eine Erweiterung der von Sternen motiviert: Ihr Spektraltyp ist M , L , T oder sogar Y für die kältesten.
Die Lichtenergie eines Braunen Zwergs wird fast ausschließlich aus der potentiellen Energie der Gravitation gewonnen , die durch Kontraktion in innere Energie umgewandelt wird , im Gegensatz zu einem Hauptreihenstern, der seine Energie aus Kernreaktionen bezieht. Die Kontraktion endet, wenn die Degeneration der Materie auftritt . Der Braune Zwerg hat dann einen Durchmesser in der Größenordnung des Planeten Jupiter . In Abwesenheit einer anderen Energiequelle kühlt sich ein Brauner Zwerg während seiner Existenz ab und durchquert die Spektraltypen M, L und T; Dies unterscheidet sich von einem Hauptreihenstern, dessen effektive Temperatur und Spektraltyp im Wesentlichen konstant bleiben.
Obwohl ihre Existenz bereits in den 1960er Jahren postuliert wurde , konnten wir ihre Existenz erst seit Mitte der 1990er Jahre begründen.
Zwergbraun ist die Spur des englischen Braunen Zwergs - bestehend aus Braun ("brun (e)") und Zwerg ("Zwerg (e)") -, der 1975 von der amerikanischen Astronomin Jill Tarter eingeführt wurde .
Dieser Name, Ellipse des "braunen Zwergsterns", stammt aus der Logik der Namen, die den Sternen der Hauptsequenz ("Zwerge") entsprechend ihrer Farbe (die von ihrer Masse abhängt) gegeben wurden: gelbe Zwerge (wie die Sonne) , orangefarbene Zwerge, dann rote Zwerge für die weniger massiven und schließlich braune Zwerge für Objekte mit noch geringerer Masse.
Zuvor wurden mehrere Begriffe verwendet, um diese Objekte zu bezeichnen, z. B. Planetar oder Substar , Verkleinerung des allgemeinen Begriffs substellares Objekt oder sogar „Schwarzer Zwerg“. Trotzdem ist es ratsam, die Braunen Zwerge von den heutigen schwarzen Zwergen zu unterscheiden , sehr unterschiedlichen Objekten: Ein Schwarzer Zwerg ist in gewisser Weise die letzte Stufe eines Weißen Zwergs, während ein Brauner Zwerg eine Art "gescheiterter" Stern ist mit unzureichender Masse, um die Kernfusionsreaktionen zu starten oder aufrechtzuerhalten , die in "echten" Sternen stattfinden.
Bereits in den 1960er Jahren wurde die Existenz von Körpern mit zu geringer Masse postuliert, um die stabile Verbrennung von Wasserstoff aufrechtzuerhalten (Kumar 1963).
Da Braune Zwerge nur schwache Strahlung emittieren, hauptsächlich im Infrarot (ein Wellenlängenbereich, für den Detektoren seit langem sehr unempfindlich sind), wurden sie viele Jahre lang nicht nachgewiesen.
Braune Zwerge wurden erstmals 1995 beobachtet. Zunächst wurde in den Plejaden Teide 1 entdeckt , ein Objekt, das 40-60-mal so groß wie die Jupitermasse ist . Einige Monate später wird die Entdeckung von Gliese 229B angekündigt, einem Braunen Zwerg, der 20- bis 50-mal so groß wie Jupiter ist. Letzterer befindet sich in der Umlaufbahn um einen massearmen Stern, Gliese 229 .
Braune Zwerge haben eine Masse, die zwischen den massereichsten Planeten und den weniger massereichen Sternen liegt. Aufgrund dieser zu geringen Masse reichen die Temperatur und der Druck des Kerns nicht aus, um die Reaktionen der Kernfusion von Wasserstoff aufrechtzuerhalten . Ein Brauner Zwerg hat vielleicht irgendwann erfolgreich Fusionsreaktionen gestartet, aber nie einen stabilen Zustand erreicht und ist schließlich "ausgelöscht" worden. Es ist in gewisser Weise ein abgebrochener Stern. Sobald die kurze Phase der Kernreaktionen vorbei ist, kommt die von einem Braunen Zwerg abgegebene Wärme nur noch aus seiner Gravitationskontraktion über den Kelvin-Helmholtz-Mechanismus .
Im Allgemeinen wird angenommen, dass ein Brauner Zwerg eine Masse haben muss, die größer als das 13-fache der von Jupiter ist. Dies ist die niedrigere Masse, bei der ein Stern Deuterium fusionieren kann , und weniger als 0,07 Sonnenmasse , über der die Fusionsreaktionen ( Wasserstoff) kann dauerhaft beginnen.
Alternativ wurde vorgeschlagen, dass sich ein Brauner Zwerg von einem Gasriesenplaneten durch seine Form der Bildung unterscheidet. In der Tat schweben die meisten Braunen Zwerge allein im Weltraum . Dies bestätigt, dass sie sich wie Sterne bilden, dh aus der Fragmentierung einer Molekülwolke , und nicht wie Planeten, die eher im lokalen Zusammenbruch einer um einen Stern herum vorhandenen Scheibe geboren werden .
Die Entdeckung eines Braunen Zwergs, der von einer protoplanetaren Scheibe umgeben ist (siehe Cha 110913-773444 ), legt nahe, dass die Bildung von Planeten, natürlichen Nebenprodukten der Sternentstehung, auch um Braune Zwerge möglich ist.
Wird als Brauner Zwerg bezeichnet, der kalt bis 1000 ° C und heiß ab 2000 ° C ist . Die Wärme, die von einem Braunen Zwerg abgegeben wird, ist der Rest seiner Bildung. Ein junger Brauner Zwerg wird ziemlich heiß sein und sich dann während seiner Existenz langsam abkühlen. Darüber hinaus haben junge Braune Zwerge Oberflächentemperaturen ähnlich denen weniger massereicher und älterer Sterne und sind von ihnen kaum zu unterscheiden. Erst nach einigen zehn bis einigen hundert Millionen Jahren (abhängig von der Masse des Braunen Zwergs) erreichen sie die Temperaturen der kältesten Sterne (ca. 1.800 K ). Wenn Braune Zwerge das Alter von Milliarden von Jahren erreichen, haben sie Oberflächentemperaturen im Bereich von 400 K bis 1000 K, was sie auf dieser Ebene kaum von einigen supermassiven Gasriesen unterscheidet .
Im Jahr 2004 wurde der erste Exoplanet entdeckt, der einen etwa 170 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg umkreist. Dies ist der Planet 2M1207 b, der um 2M1207 kreist . Die Masse dieses Körpers wird auf 3 bis 10 Jupitermassen geschätzt.
Braune Zwerge werden in verschiedene Spektraltypen unterteilt :
Laut John C. Forbes und Abraham Loeb könnte es Braune Zwerge geben, deren Masse größer wäre als die Mindestmasse für die Fusion von Wasserstoff. Diese Objekte werden " übermassive Braune Zwerge" genannt .
Hertzsprung-Russell-Diagramm
Spektraltyp
Braune Zwerge
Weiße Zwerge
Unterzwerge
Hauptsequenz ("Zwerge") Subgiganten Riesen Riesige helle Sterne Supergiant Hypergiant Absolute Größe (M V ) |