Brauner Zwerg

Braune Zwerge sind Himmelskörper, die eine Sonderstellung zwischen Sternen und Planeten bzw. Objekten planetarer Masse einnehmen.

Ihre Massen sind weniger als 75 Jupitermassen und reichen daher nicht aus, um wie in den leichtesten Sternen, den Roten Zwergen, eine Wasserstofffusion in ihrem Inneren in Gang zu setzen. Andererseits sind sie mit mindestens 13 Jupitermassen (d. h. massereicher als planetare Gasriesen) schwer genug für den Beginn der Deuteriumfusion.

Abgrenzung mini|Gliese 229 B: links: Entdeckung am Palomar-Observatoriumrechts: Hubble Space Telescope (NASA)   (jeweils Bildmitte) Als Braune Zwerge werden alle Objekte eingestuft, die unter der Massengrenze für Wasserstofffusion und über der Massengrenze für die Deuteriumfusion liegen.

Die Wasserstofffusion ist der charakterisierende Prozess für einen Stern. Sie wirkt zumindest für einen Teil der Lebenszeit des Sterns der Gravitation entgegen und stabilisiert ihn damit. Die Mindesttemperatur für die Wasserstofffusion wird – bei einer unserer Sonne ähnlichen Zusammensetzung – bei einer Masse von etwa dem 0,07-Fachen der Sonnen- bzw. dem 75-Fachen der Jupitermasse erreicht (ca. 1,4 · 1029 kg). Wo diese Grenze liegt, hängt dabei von seiner Metallizität ab: Für eine Metallizität von 0, d. h. bei Objekten aus der Anfangsphase des Universums, liegt sie bei etwa der 90-fachen Jupitermasse. Oberhalb dieser Mindestmasse entsteht ein Stern, unterhalb höchstens ein Brauner Zwerg.

In Braunen Zwergen finden jedoch trotzdem einige Fusionsprozesse statt, die bereits bei niedrigeren Temperaturen ablaufen als die Wasserstofffusion. Dies sind im Wesentlichen die Deuteriumfusion, bei der ab etwa dem 13-Fachen der Jupitermasse ein Deuteriumkern und ein Proton zu einem Helium-3-Kern verschmelzen, und die Lithiumfusion, bei der ab etwa dem 65-Fachen der Jupitermasse bzw. bei Kerntemperaturen über 2 Millionen Kelvin ein Lithium-7-Kern mit einem Proton reagiert.

Objekte mit weniger als 13 Jupitermassen nennt man Objekte planetarer Masse.

Viele bekannte Exoplaneten weisen – neben großen Massen, die teilweise sogar im Bereich der Braunen Zwerge liegen könnten – mit hohen Exzentrizitäten und geringen Abständen vom Zentralgestirn Bahnparameter auf, die man eher von einem stellaren Begleiter als von Planeten erwarten würde; tatsächlich zeigt mindestens ein Objekt, ein Exoplanet von 13 Jupitermassen im System HD206893, Evidenz für eine Deuteriumfusion.S. Hinkley et al.: Direct discovery of the inner exoplanet in the HD206893 system. Evidence for deuterium burning in a planetary mass companion. Astronomy and Astrophysics 671, L5 (2003). Bei den Objekten unter dem 13-Fachen der Jupitermasse ist jedoch noch keine einheitliche Benennung absehbar.

In den ersten Untersuchungen zu Braunen Zwergen wurde das Entstehungskriterium angewandt: Man nannte alle Objekte Braune Zwerge, die wie die Sterne durch Kontraktion einer Gaswolke (H-II-Gebiet, Molekülwolke) entstehen, in denen aber keine Wasserstofffusion einsetzt – im Gegensatz zu den Gesteins- und Gasplaneten, die in den Akkretionsscheiben der Sterne entstehen. Diese Definition ist jedoch sehr problematisch, da vor allem die Entstehungsgeschichte der leichteren Objekte, wenn überhaupt, nur mit sehr hohem Aufwand geklärt werden kann. Das Fusionskriterium wird zwar noch nicht allgemein verwendet, aber es wird Anfang des 21. Jahrhunderts deutlich häufiger verwendet als das Entstehungskriterium, das nur noch von einigen älteren Pionieren dieses Forschungsgebiets angewandt wird.

Entstehung Der Entstehungsprozess der Braunen Zwerge ist bisher noch nicht eindeutig geklärt, im Wesentlichen bestehen jedoch sechs Möglichkeiten: Sie werden nach den gleichen Mechanismen aus einer Gaswolke (siehe Molekülwolke) gebildet wie die Sterne, mit dem einzigen Unterschied, dass die Masse des entstehenden Körpers nicht zur Wasserstofffusion ausreicht. Sie beginnen ihre Entwicklung als Teil eines Mehrfachsystems in einer Globule. Sie werden jedoch aus dem System herausgeschleudert, bevor sie die nötige Masse zur Zündung der Wasserstofffusion erreichen. Sie entstehen ähnlich wie Planeten in einer protoplanetaren Scheibe und werden in einem späteren Entwicklungsstadium aus dem Planetensystem herausgeschleudert. In jungen massereichen Sternhaufen kann die ionisierende Strahlung massiver O- und B-Sterne die protostellaren Akkretionsscheiben zerstören, bevor diese Objekte ausreichend Masse für die Wasserstofffusion anreichern konnten. Enge Begegnungen mit anderen Sternen in einem jungen Sternhaufen können die Akkretionsscheibe zerstören, bevor das Wasserstofffusionslimit erreicht ist. In engen Doppelsternsystemen kann ein Weißer Zwerg von einem Roten Zwerg Masse akkretieren und damit von dem Roten Zwerg so viel Masse entfernen, dass dieser zu einem Braunen Zwerg mutiert. Dieser Vorgang läuft in vielen kataklysmischen Veränderlichen ab, die sich in einem Zeitraum von einigen Hundert Millionen Jahren zu einem Doppelsternsystem entwickeln, das aus einem Weißen und einem Braunen Zwerg besteht. In der Sternentstehungsregion Chamaeleon I, die erst wenige Millionen Jahre alt ist, wurden 34 Braune Zwerge gefunden; bei dreien konnte zusätzlich eine Akkretionsscheibe nachgewiesen werden, die typisch für junge Sterne ist.

Auch der Nachweis einer T-Tauri-Phase bei mehreren Braunen Zwergen, die bisher nur bei jungen Sternen auf ihrem Weg zur Hauptreihe bekannt war, ist ein Beleg dafür, dass zumindest ein Teil der Braunen Zwerge die gleiche Entstehungsgeschichte hat wie Sterne.

Eigenschaften mini|Junge Braune Zwerge sind bei der Beobachtung kaum von den ihnen nahen Sternen zu unterscheiden: Der etwa 12 Millionen Jahre alte Braune Zwerg TWA 5B (oben) auf einer Röntgenaufnahme (Chandra, NASA) Braune Zwerge weisen eine vergleichbare Elementzusammensetzung auf wie Sterne. In Akkretionsscheiben entstandene Braune Zwerge könnten einen Gesteinskern besitzen, wobei für diesen Entstehungsweg aber bisher keine Belege existieren.

Für sehr leichte Zwergsterne stellt sich im Kern unabhängig von der Masse eine Gleichgewichtstemperatur von etwa 3 Millionen Kelvin ein, bei der die Wasserstofffusionsprozesse sprunghaft einsetzen. Die Konstanz der Temperatur bedeutet annähernd Proportionalität zwischen Masse und Radius, d. h., je geringer die Masse, desto höher die Dichte im Kern. Bei steigender Kerndichte üben die Elektronen einen zusätzlichen Druck gegen die gravitative Kontraktion aus, der durch eine teilweise Entartung der Elektronen aufgrund des Pauli-Prinzips hervorgerufen wird und zu einer geringeren Aufheizung des Kerns führt. Dies führt mit einer Metallizität ähnlich zur Sonne bei weniger als dem 75-Fachen der Jupitermasse dazu, dass die notwendigen Temperaturen zur Wasserstofffusion nicht mehr erreicht werden und ein Brauner Zwerg entsteht. Da weder der Verlauf der Elektronen-Entartung noch die Eigenschaften der leichtesten Sterne in allen Aspekten verstanden sind, variieren ältere Literaturwerte zwischen dem 70-Fachen und 78-Fachen der Jupitermasse, neuere zwischen dem 72-Fachen und dem 75-Fachen.

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

Wärmetransport Bei Braunen Zwergen und Sternen mit weniger als dem 0,3-Fachen der Sonnenmasse bildet sich keine Schalenstruktur aus wie bei schwereren Sternen. Sie sind vollständig konvektiv, das heißt, es findet ein Materietransport vom Kern bis zur Oberfläche statt, der zu einer vollständigen Durchmischung führt und die Temperaturverteilung im gesamten Inneren bestimmt.

Untersuchungen der Methanzwerge wie z. B. Gliese 229 B legen allerdings die Vermutung nahe, dass bei älteren, kühleren Braunen Zwergen diese Konvektionszone nicht mehr bis zur Oberfläche reicht und sich stattdessen möglicherweise eine den Gasriesen ähnliche Atmosphäre ausbildet.

Größe mini|Größenvergleich von Sonne, Brau­nem Zwerg, Jupiter und Erde (v. l., NASA) mini|Größen- und Temperaturvergleich von Planeten, Braunen Zwergen und Sternen. Geschätzte relative Größen von Jupiter und den Braunen Zwergen WISE1828, Gliese 229B und Teide 1 im Vergleich zur Sonne und einem Roten Zwerg. (Quelle: MPIA/V. Joergens) Die Entartung der Elektronen führt bei Braunen Zwergen zu einer Massenabhängigkeit des Radius von . Diese schwache reziproke Massenabhängigkeit bewirkt einen über den gesamten Massenbereich annähernd konstanten Radius, der in etwa dem Jupiterradius entspricht; dabei sind die leichteren Braunen Zwerge größer als die schwereren.

Erst unterhalb der Massengrenze der Braunen Zwerge verliert die Entartung an Bedeutung, und bei konstanter Dichte stellt sich eine Massenabhängigkeit von ein.

Spektralklassen

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

Ein schwerer junger Brauner Zwerg startet im mittleren M-Bereich bei etwa 2900 K und durchläuft alle späteren M- und L-Typen, leichtere Braune Zwerge starten bereits bei einem späteren Typ. Das untere Ende der Hauptreihe ist nicht genau bekannt, es liegt aber vermutlich zwischen L2 und L4, d. h. bei Temperaturen unter 1800 bis 2000 K. Bei späteren, kühleren Typen handelt es sich mit Sicherheit um Braune Zwerge.

Für die kühleren Braunen Zwerge wie z. B. Gliese 229B mit einer Temperatur von etwa 950 K wurde mit dem T-Typ eine weitere Spektralklasse eingeführt, die mit Temperaturen unter etwa 1450 K nicht mehr auf Sterne anwendbar ist. Da das Spektrum in diesem Temperaturbereich vor allem von starken Methanlinien geprägt ist, nennt man Braune Zwerge vom T-Typ meist Methanzwerge.

Bis 2011 galt 2MASS J04151954-0935066 als kühlster bekannter Brauner Zwerg. Er weist bei einer Temperatur von 600 bis 750 K als T9-Zwerg bereits Abweichungen von den anderen T-Zwergen auf. Vor 2MASS J0415-0935 galt Gliese 570D mit etwa 800 K als kühlster bekannter Brauner Zwerg.

2011 wurde dann für extrem kalte Braune Zwerge die Spektralklasse Y eingeführt. Da sie lediglich Oberflächentemperaturen von 25 bis 170 °C haben, senden sie kein sichtbares Licht, sondern nur Infrarotstrahlung aus und sind nur sehr schwierig zu beobachten. Sie wurden daher lange Zeit nur theoretisch vorhergesagt, ehe 2011 die erste Beobachtung durch das Wise-Observatorium gelang.Michael C. Cushing et al.: The Discovery of Y Dwarfs Using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Submitted June 11 and accepted August 2 for publication in the Astrophysical Journal.Michael C. Cushing et al.: The Discovery of Y Dwarfs Using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Einer dieser Y-Zwerge, WISE 1828+2650, besitzt nach den Messungen des Satelliten eine Oberflächentemperatur von 27 °C. Das 2014 gefundene WISE 0855−0714 hat sogar eine Oberflächentemperatur von höchstens −13 °C, wobei aufgrund der geringen Masse (3 bis 10 Jupitermassen) unklar ist, ob es als Brauner Zwerg oder als Objekt planetarer Masse einzustufen ist.

Rotationsperioden Alle Braunen Zwerge mit einem Alter von mehr als 10 Millionen bis zu einigen Milliarden Jahren haben Rotationsperioden von weniger als einem Tag und entsprechen in dieser Eigenschaft eher den Gasplaneten als den Sternen.