Braune Zwerge

²D + ¹H --> ³He + g

Das gelingt allerdings nur bei ausreichender Masse, welche den meisten Braunen Zwergen aber fehlt. Selbst wenn, ist dieser knappe Brennstoff bald verbraucht und der Stern kühlt von den höchstens erreichten 3000 K immer weiter ab, bis er zuletzt nur noch ein kalter Materieklumpen wird. Die von Braunen Zwergen abgestrahlte Energie stammt neben den kargen Deuterium- Fusionen ausschließlich aus der in Wärme umgewandelten Gravitationsenergie.

Die hellen Sterne auf diesem Bild markieren das bekannte Trapez, einem offenen Sternhaufen im Orion- Nebel. Die noch sichtbaren, unscheinbaren "Sternchen" sind vermutlich alle Braune Zwerge oder umherirrende jupiterähnliche Planeten. Braune Zwerge findet man überwiegend in den Sternentstehungsgebieten, wie z.B. den Plejaden, weil sie hier noch jung und relativ "warm" sind.
Mit freundlicher Genehmigung von G. Schneider (UofA), K. L. Luhman (CfA), et al., NICMOS IDT, NASA WFPC2 data: C. O'Dell and S. Wong (Rice)

Nach Beendigung der spärlichen Kernreaktionen kontrahieren Braune Zwerge vielleicht noch um einen geringen Betrag, weil der schwache Gas- und Strahlungsdruck aus dem Zentrum nachlässt und können sich dabei sogar noch ein wenig weiter erwärmen. Doch ab jetzt wird endgültig keine weitere Energie mehr im Kern freigesetzt, denn die Fusionen kamen zum Stillstand, da mangels Masse die gravitationsbedingte Verdichtung nicht die erforderliche Temperatur erzeugt. Der Stern wird nach Erreichen seiner Höchsttemperatur nun immer lichtschwächer und strahlt Licht im roten Spektralbereich, zuletzt nur noch Infrarotstrahlung ab. In den Teleskopen erscheint er damit nur noch schwachrot bis dunkelorange, daher der Name Brauner Zwerg. Diese Bezeichnung, geprägt Anfang der 70er Jahre, geht übrigens auf die Astrophysikerin Jill Tarter zurück, die heute am SETI- Institut arbeitet.

In dieser Darstellung sehen wir die Größenverhältnisse von Sonne und Jupiter zu einem Braunen Zwerg.
Die verhinderten Sterne werden oft mit der Bezeichnung Gliese und einer Nummer versehen, das geht zurück auf den Astronomen Wilhelm Gliese (1915- 1993), der einen Katalog der nächsten Sterne erstellte (CNS, Catalogue of Nearby Stars). Gliese arbeitete lange Zeit am Astronomischen Recheninstitut Heidelberg (ARI), und noch heute kann man dort in seinem Katalog ARICNS die Daten für jeden einzelnen Stern abrufen.
Mit freundlicher Genehmigung von CXC/K.Kowal

Der Nachweis eines Braunen Zwergs ist naturgemäß recht schwierig. Neben der geringen Größe und der schwachen Leuchtkraft erkalten sie auch recht schnell, weil sie keine Energie durch Fusionsprozesse freisetzen können und ihre geringe Masse zudem kein guter Wärmespeicher ist. Nach Erreichen der Höchsttemperatur dauert es nur etwa 10 Millionen Jahre, bis sie langsam aus dem sichtbaren Lichtspektrum verschwinden. Deshalb kann man Braune Zwerge am besten in näherer Umgebung in Sternsystemen entdecken, die noch recht jung sind. Danach sind sie zu dunkel und lassen sich nur noch im Infrarotbereich detektieren. Einen Vorteil gegenüber den wasserstoffbrennenden Sternen haben Braune Zwerge allerdings: Sie haben eine praktisch unbegrenzte Lebensdauer, denn sie durchlaufen keine stellartypische Entwicklung.

Irgendwann ist der Braune Zwerg völlig erkaltet und zieht dann als schwarzer, unsichtbarer Materiehaufen (bitte nicht verwechseln mit einem Schwarzen Loch, dessen Masse ist um einige Potenzen größer!) seine Bahn durch die Galaxis. Man vermutet, dass allein in unserer Milchstraße, vor allem in ihrem Halo, etliche Milliarden dieser Zwerge existieren. Sie könnten prinzipiell einen deutlichen Beitrag zur Dunklen Materie liefern. Allerdings bleibt noch zu klären, wieso ausgerechnet im Halo der Galaxis vermehrt dieser Sterntypus entstanden sein soll. Zudem sind ihre Massen wohl doch zu gering, um die Dunkle Materie zu erklären. So finden wir in einer Sonnenumgebung von 8 pc 7 Weiße Zwerge und etwa 250 Braune Zwerge, die zusammengenommen gerade die Masse der Weißen Zwerge ausmachen.

Das Auflösungsvermögen des Hubble- Teleskops verdeutlichen diese beiden Aufnahmen eines Braunen Zwergs. Die linke Aufnahme gelang mit dem 60"- Teleskop auf Mt. Palomar, die rechte wurde von Hubble gemacht. Sie zeigen den kühlen, roten Zwergstern Gliese 229 A und seinen kleinen Begleiter, Gliese 229 B, einen Braunen Zwerg. Das System befindet sich in 19 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Lepus (Hase), 1995 gelang diese erste Entdeckung eines Braunen Zwergs. Er hat eine Oberflächentemperatur von gerade noch 1000 K und deshalb eine um das 100 000- fache schwächere Leuchtkraft als die Sonne. Mit einer 20 bis 50- fachen Jupitermasse ist er diesem Planeten doch etwas ähnlich, zumal ein hoher Methan- Anteil seiner Oberfläche bestimmt wurde, der sich aufgrund der niedrigen Temperatur bilden konnte. Jedoch entstehen Braune Zwerge wie andere Sterne auch durch Kontraktion einer interstellaren, überwiegend aus Wasserstoff bestehenden Gaswolke. Planeten dagegen bilden sich durch Aufsammeln von Materie in zirkumstellaren Gas- und Staubscheiben, welche eine gerade geborene Sonne umgeben.
Mit freundlicher Genehmigung von STScI.

Wie kann man eigentlich, so stellt sich die Frage, einen Braunen Zwerg von einem anderen Stern unterscheiden? Schließlich könnte das beobachtete Objekt auch ein Roter Zwerg sein, ein abkühlender Stern mit geringer Masse, die aber mehr als 8% der Sonnenmasse beträgt. Des Rätsels Lösung ist das Element Lithium, welches man durch spektrale Zerlegung des Sternlichts nachweisen kann. Braune Zwerge sind nicht in der Lage, Fusionen ablaufen zu lassen. Das in ihnen enthaltene, noch vom Urknall stammende Lithium ist also unverändert erhalten geblieben und wir können seine Linie im Spektrum entdecken. Ein Stern mit mehr als etwa 0,065 Sonnemassen erzeugt in seinem Innern eine Temperatur von etwa 2 Millionen K. Protonen (Wasserstoffkerne) werden dadurch so schnell, dass sie beim Zusammenstoss das aus 3 Protonen und 4 Neutronen bestehende Lithium zu zwei Heliumkernen (je 2 Protonen und Neutronen) aufspalten:

¹H + ⁷Li --> 2 ⁴He

Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg!

Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann.

Wir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 AE entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 K hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte.
Quelle: Pat Rawlings (Scientific American)

Weitere Informationen:
http://www.physics.upenn.edu/~inr/talks/bdpics/bd1.htm

© by Werner Kasper 2005