Brauner Zwerg - Brown dwarf

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Künstlerkonzept eines braunen Zwergs vom Typ T.
Vergleich: Die meisten Braunen Zwerge sind etwas kleiner als Jupiter (15–20%), aber aufgrund der größeren Dichte immer noch bis zu 80-mal so massereich. Bild ist nicht maßstabsgetreu; Der Radius des Jupiters beträgt das 10-fache des Radius der Erde und der Radius der Sonne das 10-fache des Radius des Jupiter.

Ein brauner dwarf ist eine Art von substellare Objekt , das eine Masse zwischen den massiven hat Gasriesen Planeten und den am wenigsten massiven Sterne , etwa 13 bis 80 - fache der Jupiter ( M J ).

Im Gegensatz zu Hauptreihensternen erhalten Braune Zwerge nicht genügend Masse, um eine anhaltende Kernfusion von gewöhnlichem Wasserstoff ( 1 H ) zu Helium in ihren Kernen auszulösen . Aus diesem Grund werden Braune Zwerge manchmal als gescheiterte Sterne bezeichnet . Sie werden jedoch vermutlich Sicherung Deuterium ( 2 H ) und zu Sicherung Lithium ( 7 Li ) , wenn ihre Masse>  65   M J . Die Mindestmasse, die erforderlich ist, um eine anhaltende Wasserstoffverbrennung auszulösen, bildet die Obergrenze der Definition, die derzeit von der Internationalen Astronomischen Union verwendet wird , während die Deuterium-brennende Mindestmasse von ~ 13   M J die Untergrenze der Klasse bildet, unter der die Planeten liegen.

Es wird auch diskutiert, ob Braune Zwerge besser durch ihren Entstehungsprozess definiert werden könnten als durch theoretische Massengrenzen, die auf Kernfusionsreaktionen beruhen. Unter dieser Interpretation sind Braune Zwerge jene Objekte, die die Produkte mit der geringsten Masse des Sternentstehungsprozesses darstellen , während Planeten Objekte sind, die in einer Akkretionsscheibe gebildet werden, die einen Stern umgibt. Die coolsten frei schwebenden Objekte entdeckt, wie WISE 0855 , sowie die niedrigsten Masse junge Objekte wie bekannt PSO J318.5-22 , sind vermutlich Massen haben unter 13   M J , und als Ergebnis werden manchmal als Planeten Massenobjekte aufgrund der Unklarheit, ob sie als Schurkenplaneten oder Braune Zwerge betrachtet werden sollen. Es gibt planetare Massenobjekte, von denen bekannt ist, dass sie braune Zwerge umkreisen, wie 2M1207b , MOA-2007-BLG-192Lb und 2MASS J044144b .

Astronomen klassifizieren selbstleuchtende Objekte nach Spektralklassen , eine Unterscheidung, die eng mit der Oberflächentemperatur verbunden ist, und Braune Zwerge besetzen die Typen M, L, T und Y. Da Braune Zwerge keine stabile Wasserstofffusion eingehen, kühlen sie sich mit der Zeit ab und vergehen zunehmend durch spätere Spektraltypen, wenn sie älter werden.

Trotz ihres Namens würden braune Zwerge mit bloßem Auge je nach Temperatur unterschiedliche Farben haben. Die wärmsten sind möglicherweise orange oder rot, während kühlere braune Zwerge dem menschlichen Auge wahrscheinlich magenta erscheinen würden . Braune Zwerge können vollständig konvektiv sein , ohne Schichten oder chemische Differenzierung nach Tiefe.

Obwohl ursprünglich angenommen wurde, dass es in den 1960er Jahren existiert, wurden erst Mitte der 1990er Jahre die ersten eindeutigen Braunen Zwerge entdeckt. Da Braune Zwerge relativ niedrige Oberflächentemperaturen haben, sind sie bei sichtbaren Wellenlängen nicht sehr hell und emittieren den größten Teil ihres Lichts im Infrarot . Mit dem Aufkommen leistungsfähigerer Infrarot-Detektionsgeräte wurden Tausende von Braunen Zwergen identifiziert.

Die nächsten bekannten Braunen Zwerge befinden sich im Luhman 16- System, einer Binärzahl von Braunen Zwergen vom Typ L und T in einer Entfernung von etwa 6,5 ​​Lichtjahren. Luhman 16 ist nach Alpha Centauri und Barnards Stern das drittnächste System zur Sonne .

Geschichte

Das kleinere Objekt ist Gliese 229B, etwa das 20- bis 50-fache der Jupitermasse, das den Stern Gliese 229 umkreist . Es befindet sich im Sternbild Lepus , etwa 19 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Frühes Theoretisieren

Planeten, Braune Zwerge, Sterne

Die Objekte, die jetzt "braune Zwerge" genannt werden, wurden in den 1960er Jahren von Shiv S. Kumar theoretisiert und ursprünglich als schwarze Zwerge bezeichnet , eine Klassifikation für dunkle substellare Objekte, die frei im Raum schweben und nicht massiv genug sind, um die Wasserstofffusion aufrechtzuerhalten. Jedoch: (a) der Begriff schwarzer Zwerg wurde bereits verwendet, um sich auf einen kalten weißen Zwerg zu beziehen ; (b)  Rote Zwerge verschmelzen Wasserstoff; und (c) diese Objekte können zu Beginn ihres Lebens bei sichtbaren Wellenlängen leuchten. Aus diesem Grund wurden alternative Namen für diese Objekte vorgeschlagen, einschließlich Planetar und Substar . 1975 schlug Jill Tarter den Begriff "Brauner Zwerg" vor und verwendete "Braun" als ungefähre Farbe.

Der Begriff "schwarzer Zwerg" bezieht sich immer noch auf einen weißen Zwerg , der so weit abgekühlt ist, dass er keine nennenswerten Lichtmengen mehr abgibt. Es wird jedoch berechnet, dass die Zeit, die selbst der weiße Zwerg mit der niedrigsten Masse benötigt , um auf diese Temperatur abzukühlen, länger ist als das aktuelle Alter des Universums. Daher wird erwartet, dass solche Objekte noch nicht existieren.

Frühe Theorien der Art der niedrigsten Masse Sterne über und die Wasserstoff-Anbrennungsgrenze vorgeschlagen , dass eine Population I - Objekt mit einer Masse von weniger als 0,07  Sonnenmassen ( M ) oder eine Population II Objekt weniger als 0,09  M würde niemals durch normale gehen Sternentwicklung und würde ein völlig entarteter Stern werden . Die erste selbstkonsistente Berechnung der wasserstoffverbrennenden Mindestmasse bestätigte einen Wert zwischen 0,07 und 0,08 Sonnenmassen für Objekte der Population I.

Deuteriumfusion

Die Entdeckung von Deuterium, das auf 0,013 Sonnenmassen niederbrennt,  und der Einfluss der Staubbildung in der kühlen Außenatmosphäre von Braunen Zwergen in den späten 1980er Jahren stellten diese Theorien in Frage. Solche Objekte waren jedoch schwer zu finden, da sie fast kein sichtbares Licht emittieren. Ihre stärksten Emissionen liegen im Infrarot (IR) -Spektrum, und bodengestützte IR-Detektoren waren zu dieser Zeit zu ungenau, um Braune Zwerge leicht identifizieren zu können.

Seitdem haben zahlreiche Suchen mit verschiedenen Methoden diese Objekte gesucht. Diese Methoden umfassten mehrfarbige Bildgebungsuntersuchungen um Feldsterne, Bildgebungsuntersuchungen für schwache Begleiter von Zwergen mit Hauptsequenz und weißen Zwergen , Untersuchungen junger Sternhaufen und die Überwachung der Radialgeschwindigkeit für nahe Begleiter.

GD 165B und Klasse "L"

Viele Jahre lang waren die Bemühungen, Braune Zwerge zu entdecken, erfolglos. 1988 wurde jedoch bei einer Infrarotsuche nach weißen Zwergen ein schwacher Begleiter eines Sterns namens GD 165 gefunden. Das Spektrum des Begleiters GD 165B war sehr rot und rätselhaft und zeigte keines der Merkmale, die von einem roten Zwerg mit geringer Masse erwartet wurden . Es wurde klar, dass GD 165B als viel cooleres Objekt eingestuft werden musste als die neuesten M-  Zwerge, die damals bekannt waren. GD 165B blieb fast ein Jahrzehnt lang einzigartig, bis die Zwei-Mikron-All-Sky-Vermessung ( 2MASS ) aufkam , bei der viele Objekte mit ähnlichen Farben und spektralen Merkmalen entdeckt wurden.

Heute ist GD 165B als Prototyp einer Klasse von Objekten anerkannt, die jetzt " L- Zwerge" genannt werden.

Obwohl die Entdeckung des coolsten Zwergs zu dieser Zeit von großer Bedeutung war, wurde diskutiert, ob GD 165B als brauner Zwerg oder einfach als Stern mit sehr geringer Masse eingestuft werden würde, da es beobachtungsmäßig sehr schwierig ist, zwischen beiden zu unterscheiden.

Bald nach der Entdeckung von GD 165B wurden andere Braunzwergkandidaten gemeldet. Die meisten konnten ihrer Kandidatur jedoch nicht gerecht werden, da das Fehlen von Lithium zeigte, dass sie herausragende Objekte waren. Echte Sterne verbrennen ihr Lithium innerhalb von etwas mehr als 100  Myr , während braune Zwerge (die verwirrenderweise ähnliche Temperaturen und Leuchtstärken wie echte Sterne haben können) dies nicht tun. Der Nachweis von Lithium in der Atmosphäre eines Objekts, das älter als 100 Myr ist, stellt daher sicher, dass es sich um einen Braunen Zwerg handelt.

Gliese 229B und Klasse "T" - die Methanzwerge

Der erste Braune Zwerg wurde 1994 von den Caltech- Astronomen Shrinivas Kulkarni , Tadashi Nakajima, Keith Matthews und Rebecca Oppenheimer sowie den Johns Hopkins- Wissenschaftlern Sam Durrance und David Golimowski entdeckt. Es wurde 1995 als substellarer Begleiter von Gliese 229 bestätigt . Gliese 229b ist neben Teide 1 einer der ersten beiden Fälle eindeutiger Beweise für einen Braunen Zwerg . Beide wurden 1995 bestätigt und durch das Vorhandensein der 670,8-nm-Lithiumlinie identifiziert. Es wurde festgestellt, dass letztere eine Temperatur und Leuchtkraft haben, die weit unter dem Sternbereich liegt.

Sein nahes Infrarotspektrum deutlich eine Methan - Absorptionsbande bei 2 Mikrometern, ein Merkmal , zeigte , dass nur zuvor in den Atmosphären der Riesenplaneten und der beobachtet Saturn ‚s Mond Titan . Eine Methanabsorption wird bei keiner Temperatur eines Hauptreihensterns erwartet. Diese Entdeckung trug dazu bei, eine weitere Spektralklasse zu etablieren, die noch cooler ist als L-  Zwerge, bekannt als " T-  Zwerge", für die Gliese 229B der Prototyp ist.

Teide 1 - der erstklassige "M" Braune Zwerg

Der erste bestätigte Braune Zwerg wurde 1994 von den spanischen Astrophysikern Rafael Rebolo (Teamleiter), María Rosa Zapatero Osorio und Eduardo Martín entdeckt. Dieses im offenen Cluster der Plejaden gefundene Objekt erhielt den Namen Teide 1 . Der Entdeckungsartikel wurde im Mai 1995 bei Nature eingereicht und am 14. September 1995 veröffentlicht. Nature hob auf der Titelseite dieser Ausgabe "Braune Zwerge entdeckt, offiziell" hervor.

Teide 1 wurde in Bildern entdeckt, die vom IAC- Team am 6. Januar 1994 mit dem 80-cm-Teleskop (IAC 80) am Teide-Observatorium aufgenommen wurden, und sein Spektrum wurde erstmals im Dezember 1994 mit dem 4,2-m-William-Herschel-Teleskop am Roque de los Muchachos-Observatorium ( La Palma). Die Entfernung, chemische Zusammensetzung und das Alter von Teide 1 konnten aufgrund seiner Zugehörigkeit zum jungen Sternhaufen der Plejaden ermittelt werden. Unter Verwendung der zu diesem Zeitpunkt am weitesten fortgeschrittenen stellaren und substellaren Evolutionsmodelle schätzte das Team für Teide 1 eine Masse von 55 ± 15   M J , die unter der Grenze der Sternmasse liegt. Das Objekt wurde zu einer Referenz in späteren Arbeiten über junge Braune Zwerge.

In der Theorie ein brauner Zwerg unter 65   M J ist nicht in der Lage Lithium durch Kernfusion zu jeder Zeit während seiner Entwicklung zu verbrennen. Diese Tatsache ist eines der Lithium-Testprinzipien, mit denen die substellare Natur astronomischer Körper mit geringer Leuchtkraft und niedriger Oberflächentemperatur beurteilt wird.

Hochwertige Spektraldaten, die vom Keck 1-Teleskop im November 1995 aufgenommen wurden, zeigten, dass Teide 1 immer noch die anfängliche Lithiumhäufigkeit der ursprünglichen Molekülwolke aufwies, aus der sich Plejadensterne bildeten, was das Fehlen einer thermonuklearen Fusion in seinem Kern beweist. Diese Beobachtungen bestätigten, dass Teid 1 ein Brauner Zwerg ist, sowie die Effizienz des spektroskopischen Lithiumtests .

Für einige Zeit war Teide 1 das kleinste bekannte Objekt außerhalb des Sonnensystems, das durch direkte Beobachtung identifiziert worden war. Seitdem wurden über 1.800 Braune Zwerge identifiziert, sogar einige sehr nahe an der Erde wie Epsilon Indi  Ba und Bb, ein Paar Brauner Zwerge, die 12 Lichtjahre von der Sonne entfernt an einen sonnenähnlichen Stern gebunden sind, und Luhman 16 , a binäres System der Braunen Zwerge in 6,5 Lichtjahren Entfernung von der Sonne.

Theorie

Der Standardmechanismus für die Geburt eines Sterns ist der Gravitationskollaps einer kalten interstellaren Gas- und Staubwolke. Wenn sich die Wolke zusammenzieht, erwärmt sie sich aufgrund des Kelvin-Helmholtz-Mechanismus . Zu Beginn des Prozesses strahlt das kontrahierende Gas schnell einen Großteil der Energie ab, so dass der Kollaps fortgesetzt werden kann. Schließlich wird der zentrale Bereich ausreichend dicht, um Strahlung einzufangen. Folglich steigt die zentrale Temperatur und Dichte der kollabierten Wolke mit der Zeit dramatisch an und verlangsamt die Kontraktion, bis die Bedingungen heiß und dicht genug sind, damit im Kern des Protosterns thermonukleare Reaktionen auftreten können . Bei den meisten Sternen wird der durch die Kernfusionsreaktionen im Kern des Sterns erzeugte Gas- und Strahlungsdruck ihn gegen jede weitere Gravitationskontraktion unterstützen. Das hydrostatische Gleichgewicht ist erreicht und der Stern wird den größten Teil seiner Lebensdauer damit verbringen, Wasserstoff als Hauptreihenstern zu Helium zu verschmelzen.

Wenn jedoch die Masse des Protostars weniger als etwa 0,08  M M beträgt , entzünden sich normale Kernfusionsreaktionen mit Wasserstoff im Kern nicht. Die Gravitationskontraktion erwärmt den kleinen Protostern nicht sehr effektiv, und bevor die Temperatur im Kern ausreichend ansteigen kann, um die Fusion auszulösen, erreicht die Dichte den Punkt, an dem die Elektronen dicht genug gepackt werden, um einen Quantenelektronen- Entartungsdruck zu erzeugen . Nach den Innenmodellen der Braunen Zwerge werden folgende typische Bedingungen im Kern für Dichte, Temperatur und Druck erwartet:

Dies bedeutet, dass der Protostern nicht massiv genug und nicht dicht genug ist, um jemals die Bedingungen zu erreichen, die zur Aufrechterhaltung der Wasserstofffusion erforderlich sind. Durch den Elektronendegenerationsdruck wird verhindert, dass die einfallende Materie die erforderlichen Dichten und Drücke erreicht.

Eine weitere Gravitationskontraktion wird verhindert und das Ergebnis ist ein "ausgefallener Stern" oder ein Brauner Zwerg, der sich einfach abkühlt, indem er seine innere Wärmeenergie abstrahlt.

Braune Zwerge mit hoher Masse gegen Sterne mit niedriger Masse

Lithium kommt im Allgemeinen in Braunen Zwergen und nicht in massearmen Sternen vor. Sterne, die die für die Fusion von Wasserstoff erforderliche hohe Temperatur erreichen, verbrauchen schnell ihr Lithium. Die Fusion von Lithium-7 und einem Proton erfolgt unter Bildung von zwei Helium-4- Kernen. Die für diese Reaktion erforderliche Temperatur liegt knapp unter der für die Wasserstofffusion erforderlichen Temperatur. Die Konvektion in Sternen mit geringer Masse stellt sicher, dass Lithium im gesamten Volumen des Sterns schließlich abgereichert wird. Daher ist das Vorhandensein der Lithium-Spektrallinie in einem braunen Zwergkandidaten ein starker Indikator dafür, dass es sich tatsächlich um ein substellares Objekt handelt.

Der Lithiumtest

Die Verwendung von Lithium zur Unterscheidung von braunen Zwergkandidaten von Sternen mit geringer Masse wird allgemein als Lithiumtest bezeichnet und wurde von Rafael Rebolo , Eduardo Martín und Antonio Magazzu entwickelt . Lithium ist jedoch auch in sehr jungen Sternen zu sehen, die noch nicht genug Zeit hatten, um alles zu verbrennen.

Schwerere Sterne wie die Sonne können auch Lithium in ihren äußeren Schichten zurückhalten, die niemals heiß genug werden, um Lithium zu verschmelzen, und deren konvektive Schicht sich nicht mit dem Kern vermischt, in dem das Lithium schnell abgereichert würde. Diese größeren Sterne unterscheiden sich leicht von Braunen Zwergen durch ihre Größe und Leuchtkraft.

Umgekehrt können Braune Zwerge am oberen Ende ihres Massenbereichs heiß genug sein, um ihr Lithium zu verbrauchen, wenn sie jung sind. Zwerge der Masse von mehr als 65   M J ihre Lithium durch die Zeit , sie sind eine halbe Milliarde Jahre alt, so dass die Lithium - Test ist nicht perfekt brennen.

Atmosphärisches Methan

Im Gegensatz zu Sternen sind ältere Braune Zwerge manchmal so kühl, dass ihre Atmosphäre über sehr lange Zeiträume beobachtbare Mengen Methan sammeln kann, die sich in heißeren Objekten nicht bilden können. Zu den auf diese Weise bestätigten Zwergen gehört Gliese 229B .

Eisenregen

Hauptreihensterne kühlen ab, erreichen aber schließlich eine minimale bolometrische Leuchtkraft , die sie durch stetige Fusion aufrechterhalten können. Dies variiert von Stern zu Stern, beträgt jedoch im Allgemeinen mindestens 0,01% derjenigen der Sonne. Braune Zwerge kühlen und verdunkeln sich im Laufe ihres Lebens stetig: Ausreichend alte braune Zwerge sind zu schwach, um erkennbar zu sein.

Eisenregen als Teil atmosphärischer Konvektionsprozesse ist nur bei Braunen Zwergen und nicht bei kleinen Sternen möglich. Die spektroskopische Forschung zu Eisenregen ist noch nicht abgeschlossen, aber nicht alle Braunen Zwerge werden immer diese atmosphärische Anomalie aufweisen. Im Jahr 2013 wurde eine heterogene eisenhaltige Atmosphäre um die B-Komponente im engen Luhman 16- System abgebildet .

Braune Zwerge mit geringer Masse im Vergleich zu Planeten mit hoher Masse

Ein künstlerisches Konzept des Braunen Zwergs um den Stern HD 29587 , ein Begleiter, der als HD 29587 b bekannt ist und auf etwa 55 Jupitermassen geschätzt wird.

Braune Zwerge bilden sich wie Sterne unabhängig voneinander, haben aber im Gegensatz zu Sternen nicht genügend Masse, um sich zu "entzünden". Wie alle Sterne können sie einzeln oder in unmittelbarer Nähe zu anderen Sternen auftreten. Einige Umlaufsterne und können wie Planeten exzentrische Umlaufbahnen haben.

Unklarheiten in Bezug auf Größe und Kraftstoffverbrauch

Braune Zwerge haben alle ungefähr den gleichen Radius wie Jupiter. Am oberen Ende ihres Massenbereichs ( 60–90   M J ) wird das Volumen eines Braunen Zwergs wie bei weißen Zwergen hauptsächlich durch den Druck der Elektronendegeneration bestimmt . Am unteren Ende des Bereichs ( 10   M J ) wird ihr Volumen hauptsächlich vom Coulomb-Druck bestimmt , wie es auf Planeten der Fall ist. Das Nettoergebnis ist, dass die Radien der Braunen Zwerge über den Bereich möglicher Massen nur um 10–15% variieren. Dies kann es schwierig machen, sie von Planeten zu unterscheiden.

Außerdem gehen viele Braune Zwerge keine Verschmelzung ein; jene am oberen Ende des Massenbereiches selbst (über 60   M J ) abkühlen schnell genug , dass nach 10.000.000 Jahren sie nicht mehr unterziehen Fusion .

Wärmespektrum

Röntgen- und Infrarotspektren sind verräterische Anzeichen für Braune Zwerge. Einige senden Röntgenstrahlen aus ; und alle "warmen" Zwerge leuchten weiterhin deutlich im roten und infraroten Spektrum, bis sie auf planetähnliche Temperaturen (unter 1000 K) abkühlen.

Gasriesen haben einige Eigenschaften von Braunen Zwergen. Jupiter und Saturn bestehen wie die Sonne hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Saturn ist fast so groß wie Jupiter, obwohl er nur 30% der Masse hat. Drei der Riesenplaneten im Sonnensystem (Jupiter, Saturn und Neptun ) geben viel mehr (bis zu etwa zweimal) Wärme ab, als sie von der Sonne erhalten. Und alle vier Riesenplaneten haben ihre eigenen "planetarischen" Systeme - ihre Monde.

Aktueller IAU-Standard

Derzeit ist die International Astronomical Union hält ein Objekt über 13   M J (die Grenzmasse für Kernfusion von Deuterium) ein brauner Zwerg zu sein, während ein Objekt unter dieser Masse (und einen Stern oder Sternrest umkreisen) ein Planet angesehen wird.

Der 13-Jupiter-Massen-Cutoff ist eher eine Faustregel als etwas von präziser physikalischer Bedeutung. Größere Objekte verbrennen den größten Teil ihres Deuteriums und kleinere nur wenig, und der Massenwert von 13 Jupiter liegt irgendwo dazwischen. Die Menge an verbranntem Deuterium hängt in gewissem Maße auch von der Zusammensetzung des Objekts ab, insbesondere von der Menge an vorhandenem Helium und Deuterium und vom Anteil schwererer Elemente, der die atmosphärische Opazität und damit die Strahlungskühlrate bestimmt.

Ab 2011 enthielt die Extrasolar Planets Encyclopaedia Objekte mit bis zu 25 Jupitermassen und sagte: "Die Tatsache, dass das beobachtete Massenspektrum keine Besonderheit um 13   M Jup aufweist, verstärkt die Entscheidung, diese Massengrenze zu vergessen." Ab 2016 wurde diese Grenze auf 60 Jupitermassen erhöht, basierend auf einer Untersuchung der Masse-Dichte-Beziehungen. Der Exoplanet Data Explorer enthält Objekte mit bis zu 24 Jupitermassen mit dem Hinweis: "Die Unterscheidung zwischen 13 Jupiter-Massen durch die IAU-Arbeitsgruppe ist für Planeten mit felsigen Kernen physikalisch unmotiviert und aufgrund der Mehrdeutigkeit der Sünde beobachtungsbedingt problematisch ." Das NASA Exoplanet Archive enthält Objekte mit einer Masse (oder Mindestmasse) von 30 Jupitermassen oder weniger.

Subbrauner Zwerg

Ein Größenvergleich zwischen der Sonne , einem jungen subbraunen Zwerg, und Jupiter . Wenn der subbraune Zwerg altert, kühlt er allmählich ab und schrumpft

Objekte unterhalb 13   M J , genannt Unter brown dwarf oder Planetenmassen - braun dwarf , Form in der gleichen Weise wie Sterne und braune Zwerge (dh durch den Zusammenbruch einer Gaswolke ) , sondern haben eine Masse unterhalb der Grenzmasse für thermonukleare Fusion von Deuterium .

Einige Forscher nennen sie frei schwebende Planeten, während andere sie braune Zwerge mit Planetenmasse nennen.

Rolle anderer physikalischer Eigenschaften bei der Massenschätzung

Während spektroskopische Merkmale helfen können, zwischen Sternen mit geringer Masse und Braunen Zwergen zu unterscheiden, ist es häufig erforderlich, die Masse zu schätzen, um zu einer Schlussfolgerung zu gelangen. Die Theorie hinter der Massenschätzung ist, dass sich Braune Zwerge mit einer ähnlichen Massenform auf ähnliche Weise bilden und heiß sind, wenn sie sich bilden. Einige haben Spektraltypen, die massearmen Sternen ähnlich sind, wie z. B. 2M1101AB . Während des Abkühlens sollten die Braunen Zwerge je nach Masse eine Reihe von Leuchtdichten beibehalten . Ohne Alter und Leuchtkraft ist eine Massenschätzung schwierig; Beispielsweise könnte ein Brauner Zwerg vom L-Typ ein alter Brauner Zwerg mit einer hohen Masse (möglicherweise ein Stern mit geringer Masse) oder ein junger Brauner Zwerg mit einer sehr geringen Masse sein. Für Y-Zwerge ist dies weniger problematisch, da sie selbst bei relativ hohen Altersschätzungen Objekte mit geringer Masse nahe der subbraunen Zwerggrenze bleiben . Für L- und T-Zwerge ist es immer noch nützlich, eine genaue Altersschätzung zu haben. Die Leuchtkraft ist hier die weniger besorgniserregende Eigenschaft, da dies aus der spektralen Energieverteilung abgeschätzt werden kann . Die Altersschätzung kann auf zwei Arten erfolgen. Entweder ist der Braune Zwerg jung und weist noch spektrale Merkmale auf, die mit der Jugend verbunden sind, oder der Braune Zwerg bewegt sich zusammen mit einem Stern oder einer Sterngruppe ( Sternhaufen oder Assoziation ), wodurch es einfacher ist, Altersschätzungen zu erhalten. Ein sehr junger Brauner Zwerg, der mit dieser Methode weiter untersucht wurde, ist 2M1207 und der Begleiter 2M1207b . Basierend auf dem Standort, richtige Bewegung und spektrale Signatur, wurde diese Aufgabe bestimmt die ~ 8.000.000 Jahre alt gehören TW Hydrae Vereinigung und die Masse der Sekundär bestimmt wurde unter dem sein Deuterium mit 8 ± 2 Anbrennungsgrenze M J . Ein sehr altes Beispiel für eine Altersschätzung, bei der die Ko-Bewegung zum Einsatz kommt, ist der binäre COCONUTS-1 für Brauner Zwerg + Weißer Zwerg , wobei der Weiße Zwerg ein Gesamtalter von 10 Jahren hat 7.3 +2,8
-1,6
Milliarden Jahre . In diesem Fall wurde die Masse nicht mit dem abgeleiteten Alter geschätzt, aber die Co-Bewegung lieferte eine genaue Entfernungsschätzung unter Verwendung der Gaia- Parallaxe . Mit dieser Messung schätzten die Autoren den Radius, der dann verwendet wurde, um die Masse für den Braunen Zwerg als zu schätzen 15.4 +0,9 -
0,8
M J .

Beobachtungen

Klassifikation der Braunen Zwerge

Spektralklasse M.

Künstlerische Vision eines späten M-Zwergs

Dies sind braune Zwerge mit einer Spektralklasse von M6,5 oder höher; Sie werden auch als späte M-Zwerge bezeichnet. Diese können in den Augen einiger Wissenschaftler als rote Zwerge angesehen werden . Viele Braune Zwerge mit Spektraltyp M sind junge Objekte wie Teide 1 .

Spektralklasse L.

Künstlerische Vision eines L-Zwergs

Das bestimmende Merkmal der Spektralklasse M, dem kühlsten Typ in der langjährigen klassischen Sternsequenz, ist ein optisches Spektrum, das von Absorptionsbanden von Titan (II) -oxid (TiO) - und Vanadium (II) -oxid (VO) -Molekülen dominiert wird . Allerdings GD 165B , die kühle Begleiter zum Weißen Zwerg GD 165 , hatte keines der Kennzeichen TiO verfügt der M Zwerge. Die anschließende Identifizierung vieler Objekte wie GD 165B führte schließlich zur Definition einer neuen Spektralklasse , der L-Zwerge , die im roten optischen Bereich des Spektrums nicht durch Metalloxid-Absorptionsbanden (TiO, VO), sondern durch Metallhydrid definiert sind Emissionsbanden ( FeH , CrH , MgH , CaH ) und markante Atomlinien von Alkalimetallen (NaI, KI, CsI, RbI). Ab 2013 wurden über 900-l-Zwerge identifiziert, die meisten davon durch Weitfelduntersuchungen: die Zwei-Mikron-All-Sky-Vermessung ( 2MASS ), die Tiefinfrarot-Vermessung des südlichen Himmels ( DENIS ) und die Sloan Digital Sky-Vermessung ( SDSS) ). Diese Spektralklasse enthält nicht nur die Braunen Zwerge, da die coolsten Hauptreihensterne über den Braunen Zwergen (> 80 M J ) die Spektralklasse L2 bis L6 haben.

Spektralklasse T.

Künstlerische Vision eines T-Zwergs

Da GD 165B der Prototyp der L-Zwerge ist, ist Gliese 229 B der Prototyp einer zweiten neuen Spektralklasse, der T-Zwerge . T-Zwerge sind rosa-magenta. Während Nahinfrarot (NIR) -Spektren von L-Zwergen starke Absorptionsbanden von H 2 O und Kohlenmonoxid (CO) zeigen, wird das NIR-Spektrum von Gliese 229B von Absorptionsbanden von Methan (CH 4 ) dominiert , die nur in gefunden wurden die Riesenplaneten des Sonnensystems und des Titanen . CH 4 , H 2 O und kollisionsinduzierte Absorption von molekularem Wasserstoff (H 2 ) (CIA) ergeben Gliese 229B blaue Farben im nahen Infrarot. Sein steil abfallende rotes optisches Spektrum fehlt auch die FeH und CrH Bands , die L Zwerge charakterisieren und stattdessen durch außergewöhnlich breite Absorption beeinflusst Merkmale aus dem Alkalimetalle Na und K . Diese Unterschiede veranlassten Kirkpatrick, die T-Spektralklasse für Objekte mit H- und K-Band-CH 4 -Absorption vorzuschlagen . Ab 2013 sind 355 T-Zwerge bekannt. NIR-Klassifizierungsschemata für T-Zwerge wurden kürzlich von Adam Burgasser und Tom Geballe entwickelt. Die Theorie legt nahe, dass L-Zwerge eine Mischung aus sehr massearmen Sternen und substellaren Objekten (braune Zwerge) sind, während die T-Zwergklasse ausschließlich aus braunen Zwergen besteht. Aufgrund der Absorption von Natrium und Kalium im grünen Teil des Spektrums der T-Zwerge wird das tatsächliche Erscheinungsbild von T-Zwergen für die menschliche visuelle Wahrnehmung als nicht braun, sondern als magenta geschätzt . Braune Zwerge der T-Klasse wie WISE 0316 + 4307 wurden mehr als 100 Lichtjahre von der Sonne entfernt entdeckt.

Spektralklasse Y.

Künstlerische Vision eines Y-Zwergs

Im Jahr 2009 hatten die kühlsten bekannten Braunen Zwerge effektive Temperaturen zwischen 500 und 600 K (227–327 ° C; 440–620 ° F) geschätzt und wurden der Spektralklasse T9 zugeordnet. Drei Beispiele sind die Braunen Zwerge CFBDS J005910.90-011401.3 , ULAS J133553.45 + 113005.2 und ULAS J003402.77−005206.7 . Die Spektren dieser Objekte weisen Absorptionspeaks um 1,55 Mikrometer auf. Delorme et al. haben vorgeschlagen, dass dieses Merkmal auf die Absorption von Ammoniak zurückzuführen ist und dass dies als Hinweis auf den TY-Übergang angesehen werden sollte, wodurch diese Objekte vom Typ Y0 werden. Es ist jedoch schwierig, das Merkmal von der Absorption durch Wasser und Methan zu unterscheiden , und andere Autoren haben angegeben, dass die Zuordnung der Klasse Y0 verfrüht ist.

Im April 2010 wurden zwei neu entdeckte ultrakühle subbraune Zwerge ( UGPS 0722-05 und SDWFS 1433 + 35 ) als Prototypen für die Spektralklasse Y0 vorgeschlagen.

Im Februar 2011 haben Luhman et al. berichteten über die Entdeckung von WD 0806-661B , einem "Braunen Zwerg" -Begleiter eines nahe gelegenen Weißen Zwergs mit einer Temperatur von c. 300 K (27 ° C; 80 ° F) und die Masse von 7   M J . Obwohl es sich um eine planetare Masse handelt, haben Rodriguez et al. legen nahe, dass es sich wahrscheinlich nicht auf die gleiche Weise wie Planeten gebildet hat.

Kurz darauf stellten Liu et al. veröffentlichte einen Bericht über einen "sehr kalten" (ca. 370 K (97 ° C; 206 ° F)) braunen Zwerg, der einen anderen braunen Zwerg mit sehr geringer Masse umkreist, und stellte fest, dass "aufgrund seiner geringen Leuchtkraft, atypischen Farben und kalten Temperatur CFBDS J1458 + 10B ist ein vielversprechender Kandidat für die hypothetische Y-Spektralklasse. "

Im August 2011 entdeckten Wissenschaftler, die Daten aus dem WISE ( Wide Field Infrared Survey Explorer ) der NASA verwendeten , sechs Objekte, die sie als Y-Zwerge mit Temperaturen von bis zu 25 ° C (298 K) klassifizierten.

WISE 0458 + 6434 ist der erste ultra-coole Braune Zwerg (grüner Punkt), der von WISE entdeckt wurde . Das Grün und Blau stammt von Infrarotwellenlängen, die auf sichtbare Farben abgebildet sind.

WISE-Daten haben Hunderte neuer Brauner Zwerge enthüllt. Von diesen werden vierzehn als coole Ys klassifiziert. Einer der Y-Zwerge, WISE 1828 + 2650 genannt , war ab August 2011 der Rekordhalter für den kältesten Braunen Zwerg. Er emittierte überhaupt kein sichtbares Licht und ähnelte frei schwebenden Planeten mehr als Sternen. Es wurde ursprünglich geschätzt, dass WISE 1828 + 2650 eine atmosphärische Temperatur hat, die kühler als 300 K (27 ° C; 80 ° F) ist. Die Temperatur wurde inzwischen überarbeitet und nach neueren Schätzungen im Bereich von 250 bis 400 K (–23 bis 127 ° C; –10 bis 260 ° F).

Im April 2014 wurde WISE 0855−0714 mit einem geschätzten Temperaturprofil von 225 bis 260 K (−48 - −13 ° C; −55–8 ° F) und einer Masse von 3 bis 10   M J angekündigt . Es war auch insofern ungewöhnlich, als die beobachtete Parallaxe eine Entfernung von fast 7,2 ± 0,7 Lichtjahren vom Sonnensystem bedeutete.

Der CatWISE-Katalog kombiniert die WISE- und NEOWISE- Umfrage der NASA . Es erweitert die Anzahl schwacher Quellen und wird daher verwendet, um die schwächsten braunen Zwerge, einschließlich Y-Zwerge, zu finden. 17 Y-Zwergkandidaten wurden von den CatWISE-Forschern entdeckt. Die anfängliche Farbe mit dem Spitzer-Weltraumteleskop zeigte an, dass CW1446 einer der rotesten und kältesten Y-Zwerge ist. Zusätzliche Daten mit Spitzer zeigten, dass CW1446 der fünftroteste braune Zwerg mit einer Temperatur von etwa 310 bis 360 K (37–87 ° C; 98–188 ° F) in einem Abstand von etwa 10 Parsec ist.

Eine Suche im CatWISE-Katalog im Jahr 2019 ergab CWISEP J1935-1546 , einen der kältesten Braunen Zwerge mit einer geschätzten Temperatur von 270 bis 360 K (–3–87 ° C; 26–188 ° F).

Im Januar 2020 wurde auf dem 235. Treffen der American Astronomical Society die Entdeckung von WISE J0830 + 2837 vorgestellt , die ursprünglich von Bürgerwissenschaftlern des Backyard Worlds- Projekts entdeckt wurde . Dieser Y-Zwerg ist 36,5 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt und hat eine Temperatur von etwa 350 K (77 ° C).

Nebenfunktionen

Spektraltypen der Braunen Zwerge
Nebenfunktionen
pec Dieses Suffix (zB L2pec) steht für "eigenartig".
sd Dieses Präfix (z. B. sdL0) steht für Subdwarf und zeigt eine geringe Metallizität und blaue Farbe an
β Objekte mit dem Suffix Beta (β) (z. B. L4β) haben eine mittlere Oberflächengravitation.
γ Objekte mit dem Gamma (γ) -Suffix (z. B. L5γ) haben eine geringe Oberflächengravitation.
rot Das rote Suffix (zB L0red) kennzeichnet Objekte ohne Anzeichen von Jugend, aber hohem Staubgehalt
Blau Das blaue Suffix (z. B. L3blue) zeigt ungewöhnliche blaue Farben im nahen Infrarot für L-Zwerge ohne offensichtlich geringe Metallizität an

Junge Braune Zwerge haben niedrige Oberflächengravitäten, weil sie im Vergleich zu Feldsternen ähnlichen Spektraltyps größere Radien und geringere Massen haben. Diese Quellen sind durch einen Buchstaben Beta (β) für die mittlere Oberflächengravitation und Gamma (γ) für die niedrige Oberflächengravitation gekennzeichnet. Hinweise auf eine niedrige Oberflächengravitation sind schwache CaH-, KI- und Na I -Linien sowie starke VO-Linien. Alpha (α) steht für normale Oberflächengravitation und wird normalerweise fallen gelassen. Manchmal wird eine extrem niedrige Oberflächengravitation durch ein Delta (δ) bezeichnet. Das Suffix "pec" steht für eigenartig. Das eigentümliche Suffix wird immer noch für andere ungewöhnliche Merkmale verwendet und fasst verschiedene Eigenschaften zusammen, die auf eine geringe Oberflächengravitation, Zwerge und ungelöste Binärdateien hinweisen. Das Präfix sd steht für subdwarf und enthält nur coole subdwarfs. Dieser Präfix zeigt einen niedrigen metallicity und kinematischen Eigenschaften , die ähnlicher sind Halo Sterne als auf Platte Sterne. Subwarfs erscheinen blauer als Festplattenobjekte. Das rote Suffix beschreibt Objekte mit roter Farbe, aber älterem Alter. Dies wird nicht als geringe Oberflächengravitation interpretiert, sondern als hoher Staubgehalt. Das blaue Suffix beschreibt Objekte mit blauen Farben im nahen Infrarot , die mit geringer Metallizität nicht erklärt werden können. Einige werden als L + T-Binärdateien erklärt, andere sind keine Binärdateien wie 2MASS J11263991−5003550 und werden mit dünnen und / oder großkörnigen Wolken erklärt.

Spektrale und atmosphärische Eigenschaften von Braunen Zwergen

Künstlerillustration der Innenstruktur eines Braunen Zwergs. Wolkenschichten in bestimmten Tiefen werden durch Schichtverschiebung versetzt.

Der größte Teil des von L- und T-Zwergen emittierten Flusses liegt im nahen Infrarotbereich von 1 bis 2,5 Mikrometern. Niedrig und abnehmende Temperaturen durch das spät M-, L- und T-dwarf - Sequenz Ergebnis in einem reichen im nahen Infrarot - Spektrum eine Vielzahl von Funktionen, von relativ schmalen Linien von neutraler atomarer Spezies zu breiten Molekularbänder enthält, die alle mit unterschiedliche Abhängigkeiten von Temperatur, Schwerkraft und Metallizität . Darüber hinaus begünstigen diese Niedertemperaturbedingungen die Kondensation aus dem Gaszustand und die Bildung von Körnern.

Wind gemessen (Spitzer ST; Künstlerkonzept; 9. April 2020)

Typische Atmosphären von bekannten Braunen Zwergen reichen von 2200 bis zu 750 in der Temperatur K . Im Vergleich zu Sternen, die sich mit stetiger innerer Verschmelzung erwärmen, kühlen braune Zwerge mit der Zeit schnell ab. massereichere Zwerge kühlen langsamer ab als weniger massive.

Beobachtungen bekannter Brauner Zwergkandidaten haben ein Muster der Aufhellung und Verdunkelung der Infrarotemissionen ergeben, das auf relativ kühle, undurchsichtige Wolkenmuster hinweist, die ein heißes Inneres verdecken, das von extremen Winden bewegt wird. Es wird angenommen, dass das Wetter auf solchen Körpern extrem heftig ist, vergleichbar mit Jupiters berühmten Stürmen, aber weit darüber hinaus.

Am 8. Januar 2013 untersuchten Astronomen mit den Hubble- und Spitzer- Weltraumteleskopen der NASA die stürmische Atmosphäre eines Braunen Zwergs namens 2MASS J22282889–4310262 und erstellten die bislang detaillierteste "Wetterkarte" eines Braunen Zwergs. Es zeigt windgetriebene, planetengroße Wolken. Die neue Forschung ist ein Sprungbrett für ein besseres Verständnis nicht nur der Braunen Zwerge, sondern auch der Atmosphäre der Planeten jenseits des Sonnensystems.

Im April 2020 berichteten Wissenschaftler über Windgeschwindigkeiten von +650 ± 310 Metern pro Sekunde (bis zu 1.450 Meilen pro Stunde) auf dem nahe gelegenen Braunen Zwerg 2MASS J10475385 + 2124234 . Um die Messungen zu berechnen, verglichen die Wissenschaftler die durch Helligkeitsänderungen ermittelte Rotationsbewegung atmosphärischer Merkmale mit der elektromagnetischen Rotation, die vom Inneren des Braunen Zwergs erzeugt wird. Die Ergebnisse bestätigten frühere Vorhersagen, dass Braune Zwerge starken Wind haben würden. Wissenschaftler hoffen, dass diese Vergleichsmethode verwendet werden kann, um die atmosphärische Dynamik anderer Brauner Zwerge und extrasolarer Planeten zu untersuchen.

Beobachtungstechniken

Braune Zwerge Teide 1 , Gliese 229B und WISE 1828 + 2650 im Vergleich zu roten Zwergen Gliese 229A , Jupiter und unserer Sonne

In jüngster Zeit wurden Koronagraphien verwendet, um schwache Objekte zu erkennen, die helle sichtbare Sterne umkreisen, einschließlich Gliese 229B.

Empfindliche Teleskope, die mit ladungsgekoppelten Vorrichtungen (CCDs) ausgestattet sind, wurden verwendet, um entfernte Sternhaufen nach schwachen Objekten zu durchsuchen, einschließlich Teide 1.

Bei Weitfeldsuchen wurden einzelne schwache Objekte wie Kelu-1 (30 Ly entfernt) identifiziert .

Braune Zwerge werden häufig in Vermessungen entdeckt, um extrasolare Planeten zu entdecken . Methoden zur Erkennung extrasolarer Planeten funktionieren auch bei Braunen Zwergen, obwohl Braune Zwerge viel einfacher zu erkennen sind.

Braune Zwerge können aufgrund ihrer starken Magnetfelder starke Strahler sein. Beobachtungsprogramme am Arecibo Observatory und am Very Large Array haben über ein Dutzend solcher Objekte entdeckt, die auch als ultracoole Zwerge bezeichnet werden, da sie gemeinsame magnetische Eigenschaften mit anderen Objekten dieser Klasse haben. Durch den Nachweis der Funkemission von Braunen Zwergen können deren Magnetfeldstärken direkt gemessen werden.

Meilensteine

  • 1995: Erster brauner Zwerg verifiziert. Teide 1 , ein M8- Objekt im Plejaden- Cluster , wird mit einem CCD im spanischen Observatorium des Roque de los Muchachos des Instituto de Astrofísica de Canarias ausgewählt .
  • Erster Methan-Brauner Zwerg verifiziert. Gliese 229B wird entdeckt, wie sie den Roten Zwerg Gliese 229 A (20 ly entfernt) umkreist, indem sie einen Koronagraph mit adaptiver Optik verwendet, um Bilder vom 1,5 m (60 Zoll) großen Reflektionsteleskop am Palomar Observatory am südkalifornischen Berg zu schärfen . Palomar ; Follow-up-Infrarotspektroskopie mit ihrem 5-m- Hale-Teleskop (200 Zoll) zeigt eine Fülle von Methan.
  • 1998: Erster röntgenemittierender Brauner Zwerg gefunden. Cha Halpha 1, ein M8-Objekt in der dunklen Wolke von Chamaeleon I , ist eine Röntgenquelle, ähnlich wie konvektive Sterne vom späten Typ.
  • 15. Dezember 1999: Erste Röntgenfackel eines Braunen Zwergs. Ein Team an der University of California Überwachung LP 944-20 ( 60   M J , 16 ly entfernt) über das Chandra , fängt einen 2-Stunden - Akzent.
  • 27. Juli 2000: Erste Funkemission (in Fackel und Ruhe) eines Braunen Zwergs. Ein Studententeam des Very Large Array hat die Emission von LP 944-20 festgestellt.
  • 30. April 2004: Erster Nachweis eines Exoplanetenkandidaten um einen Braunen Zwerg: 2M1207b, entdeckt mit dem VLT und dem ersten direkt abgebildeten Exoplaneten.
  • 20. März 2013: Entdeckung des nächsten Braunen Zwergsystems: Luhman 16 .
  • 25. April 2014: Kältester bekannter Brauner Zwerg entdeckt. WISE 0855−0714 ist 7,2 Lichtjahre entfernt (7. der Sonne am nächsten gelegenes System) und hat eine Temperatur zwischen -48 bis -13 Grad Celsius.

Brauner Zwerg als Röntgenquelle

Chandra- Bild von LP 944-20 vor dem Aufflackern und während des Aufflackerns

Röntgenstrahlen, die seit 1999 von Braunen Zwergen entdeckt wurden, deuten darauf hin, dass sich die Magnetfelder in ihnen ändern , ähnlich wie bei Sternen mit sehr geringer Masse.

Ohne starke zentrale Kernenergiequelle befindet sich das Innere eines Braunen Zwergs in einem schnell siedenden oder konvektiven Zustand. In Kombination mit der schnellen Rotation, die die meisten Braunen Zwerge aufweisen, schafft die Konvektion Bedingungen für die Entwicklung eines starken, verwickelten Magnetfelds in der Nähe der Oberfläche. Die von Chandra aus LP 944-20 beobachtete Fackel könnte ihren Ursprung in dem turbulenten magnetisierten heißen Material unter der Oberfläche des Braunen Zwergs haben. Eine unterirdische Fackel könnte Wärme an die Atmosphäre leiten, so dass elektrische Ströme fließen und eine Röntgenfackel wie ein Blitzschlag erzeugen können . Das Fehlen von Röntgenstrahlen von LP 944-20 während der Nichtfackelperiode ist ebenfalls ein signifikantes Ergebnis. Es legt die niedrigste Beobachtungsgrenze für die von einem Braunen Zwerg erzeugte konstante Röntgenleistung fest und zeigt, dass Coronas nicht mehr existieren, wenn die Oberflächentemperatur eines Braunen Zwergs unter etwa 2800 K abkühlt und elektrisch neutral wird.

Mithilfe des Chandra-Röntgenobservatoriums der NASA haben Wissenschaftler Röntgenstrahlen eines braunen Zwergs mit geringer Masse in einem Mehrsternsystem nachgewiesen. Dies ist das erste Mal, dass ein Brauner Zwerg in der Nähe seiner Muttersterne (sonnenähnliche Sterne TWA 5A) in Röntgenstrahlen aufgelöst wurde. "Unsere Chandra-Daten zeigen, dass die Röntgenstrahlen aus dem koronalen Plasma des Braunen Zwergs stammen, das etwa 3 Millionen Grad Celsius beträgt", sagte Yohko Tsuboi von der Chuo-Universität in Tokio. "Dieser Braune Zwerg ist heute im Röntgenlicht so hell wie die Sonne, während er fünfzigmal weniger massereich ist als die Sonne", sagte Tsuboi. "Diese Beobachtung erhöht somit die Möglichkeit, dass selbst massive Planeten in ihrer Jugend selbst Röntgenstrahlen aussenden könnten!"

Braune Zwerge als Radioquellen

Der erste Braune Zwerg, bei dem festgestellt wurde, dass er Funksignale aussendet, war LP 944-20 , der anhand seiner Röntgenemission beobachtet wurde. Ungefähr 5–10% der Braunen Zwerge scheinen starke Magnetfelder zu haben und Radiowellen zu emittieren, und es können bis zu 40 magnetische Braune Zwerge innerhalb von 25 pc der Sonne vorhanden sein, basierend auf der Monte-Carlo- Modellierung und ihrer durchschnittlichen räumlichen Dichte. Die Leistung der Funkemissionen von Braunen Zwergen ist trotz Temperaturschwankungen in etwa konstant. Braune Zwerge können Magnetfelder mit einer Stärke von bis zu 6 kG aufrechterhalten . Astronomen haben geschätzt, dass Magnetosphären von Braunen Zwergen aufgrund der Eigenschaften ihrer Funkemissionen eine Höhe von ungefähr 10 bis 7 m überspannen . Es ist nicht bekannt, ob die Funkemissionen von Braunen Zwergen denen von Planeten oder Sternen ähnlicher sind. Einige Braune Zwerge senden regelmäßige Funkimpulse aus, die manchmal als Funkemission interpretiert werden, die von den Polen ausgestrahlt wird, aber auch von aktiven Regionen ausgestrahlt werden kann. Die regelmäßige, periodische Umkehrung der Funkwellenorientierung kann darauf hinweisen, dass die Magnetfelder der Braunen Zwerge die Polarität periodisch umkehren. Diese Umkehrungen können das Ergebnis eines magnetischen Aktivitätszyklus des Braunen Zwergs sein, ähnlich dem Sonnenzyklus .

Binäre braune Zwerge

Mehrepochenbilder von Binären von Braunen Zwergen, aufgenommen mit dem Hubble-Weltraumteleskop . Der binäre Luhman 16 AB (links) ist näher am Sonnensystem als die anderen hier gezeigten Beispiele.

Beobachtungen der Umlaufbahn von binären Systemen, die Braune Zwerge enthalten, können verwendet werden, um die Masse des Braunen Zwergs zu messen. Im Fall von 2MASSW J0746425 + 2000321 wiegt die Sekundärseite 6% der Sonnenmasse. Diese Messung wird als dynamische Masse bezeichnet. Das dem Sonnensystem am nächsten liegende Braune Zwergsystem ist das binäre Luhman 16 . Es wurde versucht, mit einer ähnlichen Methode nach Planeten um dieses System herum zu suchen, aber es wurden keine gefunden.

Das breite Binärsystem 2M1101AB war das erste Binärsystem mit einem Abstand von mehr als 20 au . Die Entdeckung des Systems gab endgültige Einblicke in die Bildung von Braunen Zwergen. Es wurde vorher angenommen, dass breite binäre braune Zwerge im Alter von 1-10 Myrs nicht gebildet werden oder zumindest gestört werden . Die Existenz dieses Systems widerspricht auch der Auswurfhypothese. Die Auswurfhypothese war eine vorgeschlagene Hypothese, bei der sich Braune Zwerge in einem Mehrfachsystem bilden, aber ausgeworfen werden, bevor sie genug Masse gewinnen, um Wasserstoff zu verbrennen.

In jüngerer Zeit wurde das breite binäre W2150AB entdeckt. Es hat ein ähnliches Massenverhältnis und eine ähnliche Bindungsenergie wie 2M1101AB, jedoch ein höheres Alter und befindet sich in einer anderen Region der Galaxie. Während sich 2M1101AB in einem dicht gedrängten Bereich befindet, befindet sich der binäre W2150AB in einem spärlich getrennten Feld. Es muss keine dynamischen Wechselwirkungen in seiner Geburtsüberlebt Sternhaufen . Die Binärdatei gehört auch zu einigen L + T-Binärdateien, die von bodengestützten Observatorien leicht aufgelöst werden können. Die anderen beiden sind SDSS J1416 + 13AB und Luhman 16.

Es gibt andere interessante binäre Systeme wie das verdunkelnde binäre Braune-Zwerg-System 2MASS J05352184–0546085 . Photometrische Untersuchungen dieses Systems haben gezeigt, dass der weniger massive Braune Zwerg im System heißer ist als sein Begleiter mit höherer Masse.

Braune Zwerge um weiße Zwerge sind ziemlich selten. GD 165B , der Prototyp der L-Zwerge, ist ein solches System. Systeme mit engen, gezeitengesperrten braunen Zwergen, die um weiße Zwerge kreisen, gehören zu den Post-Common-Envelope-Binärdateien oder PCEBs. Es sind nur 8 bestätigte PCEBs bekannt, die einen weißen Zwerg mit einem braunen Zwergbegleiter enthalten, einschließlich WD 0137-349 AB. In der Vergangenheit dieser engen Binärdateien aus weißem Zwerg und Braunem Zwerg wird der Braune Zwerg in der Phase des roten Riesen vom Stern verschlungen . Braune Zwerge mit einer Masse von weniger als 20 Jupitermassen würden während der Verschlingung verdunsten . Der Mangel an Braunen Zwergen, die in der Nähe von Weißen Zwergen umkreisen, kann mit ähnlichen Beobachtungen von Braunen Zwergen um Hauptreihensterne verglichen werden, die als Braune Zwergwüste bezeichnet werden . Die PCEB könnte sich zu einem kataklysmischen variablen Stern (CV *) mit dem Braunen Zwerg als Spender entwickeln, und in der letzten Stufe des Systems könnte die Binärdatei verschmelzen. Die Nova CK Vulpeculae könnte das Ergebnis einer solchen Fusion von weißen Zwergen und braunen Zwergen sein.

Kürzliche Entwicklungen

Schätzungen der Braunen Zwergpopulationen in der Sonnenumgebung zufolge gibt es für jeden Braunen Zwerg bis zu sechs Sterne. Eine neuere Schätzung aus dem Jahr 2017 unter Verwendung des jungen massiven Sternhaufens RCW 38 ergab, dass die Milchstraße zwischen 25 und 100 Milliarden Braune Zwerge enthält.

In einer Studie im August 2017 veröffentlichte die NASA ‚s Weltraumteleskop Spitzer überwachte Infrarot Helligkeitsschwankungen in Braunen Zwergen durch Wolkendecke mit variabler Dicke verursacht. Die Beobachtungen zeigten, dass sich großräumige Wellen in der Atmosphäre von Braunen Zwergen ausbreiten (ähnlich der Atmosphäre von Neptun und anderen Riesenplaneten des Sonnensystems). Diese atmosphärischen Wellen modulieren die Dicke der Wolken und breiten sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten aus (wahrscheinlich aufgrund der unterschiedlichen Rotation).

Im August 2020 entdeckten Astronomen im Rahmen des Projekts Backyard Worlds: Planet 9 95 Braune Zwerge in der Nähe der Sonne .

Bildung und Evolution

Der vom Braunen Zwerg
Mayrit 1701117 am äußeren Rand des Sigma Orionis- Clusters abgefeuerte Jet HH 1165

Braune Zwerge bilden sich ähnlich wie Sterne und sind von protoplanetaren Scheiben wie Cha 110913-773444 umgeben . Ab 2017 ist nur ein protobrauner Zwerg bekannt, der mit einem großen Herbig-Haro-Objekt verbunden ist . Dies ist der Braune Zwerg Mayrit 1701117 , der von einer Pseudoscheibe und einer Kepler-Scheibe umgeben ist. Mayrit 1701117 startet den 0,7 Lichtjahre langen Jet H 1165 , der hauptsächlich in ionisiertem Schwefel zu sehen ist .

Es wurde festgestellt, dass Scheiben um braune Zwerge viele der gleichen Merkmale aufweisen wie Scheiben um Sterne; Daher wird erwartet, dass es um braune Zwerge akkretionsgebildete Planeten geben wird. Angesichts der geringen Masse an braunen Zwergscheiben werden die meisten Planeten eher terrestrische Planeten als Gasriesen sein. Wenn ein riesiger Planet einen braunen Zwerg um unsere Sichtlinie umkreist, würde dies, da er ungefähr den gleichen Durchmesser hat, ein großes Signal für die Erkennung durch den Transit geben . Die Akkretionszone für Planeten um einen Braunen Zwerg liegt sehr nahe am Braunen Zwerg selbst, sodass Gezeitenkräfte einen starken Effekt haben würden.

Der Braune Zwerg Cha 110913-773444 , der sich 500 Lichtjahre entfernt im Sternbild Chamaeleon befindet, ist möglicherweise dabei, ein Miniatur-Planetensystem zu bilden. Astronomen der Pennsylvania State University haben entdeckt, dass es sich ihrer Meinung nach um eine Gas- und Staubscheibe handelt, die derjenigen ähnelt, von der angenommen wird, dass sie das Sonnensystem gebildet hat. Cha 110913-773444 ist der kleinste bisher gefundene Braune Zwerg ( 8   M J ), und wenn er ein Planetensystem bilden würde, wäre es das kleinste bekannte Objekt, das eines hat.

Planeten um braune Zwerge

Künstlerische Darstellung einer Staub- und Gasscheibe um einen Braunen Zwerg

Die Super-Jupiter- Planetenmassenobjekte 2M1207b und 2MASS J044144 , die braune Zwerge in großen Umlaufbahnen umkreisen, können sich eher durch Wolkenkollaps als durch Akkretion gebildet haben und können daher eher subbraune Zwerge als Planeten sein , was aus relativ großen Massen und abgeleitet wird große Bahnen. Die erste Entdeckung eines massearmen Begleiters, der einen Braunen Zwerg ( ChaHα8 ) in einer kleinen Umlaufbahnentfernung mithilfe der Radialgeschwindigkeitstechnik umkreist , ebnete den Weg für die Erkennung von Planeten um Braune Zwerge auf Umlaufbahnen von wenigen AU oder weniger. Mit einem Massenverhältnis zwischen dem Begleiter und dem Primärteil in ChaHα8 von etwa 0,3 ähnelt dieses System jedoch eher einem Doppelstern. Dann, im Jahr 2008, wurde der erste Planet-Massen-Begleiter in einer relativ kleinen Umlaufbahn ( MOA-2007-BLG-192Lb ) entdeckt, der einen Braunen Zwerg umkreist.

Planeten um braune Zwerge sind wahrscheinlich kohlenstoffarme Kohlenstoffplaneten .

Eine Studie aus dem Jahr 2017, die auf Beobachtungen mit Spitzer basiert, schätzt, dass 175 Braune Zwerge überwacht werden müssen, um (95%) mindestens eine Erkennung eines Planeten zu gewährleisten.

Bewohnbarkeit

Die Bewohnbarkeit für hypothetische Planeten, die Braune Zwerge umkreisen, wurde untersucht. Computermodelle, die darauf hindeuten, dass diese Körper bewohnbare Planeten haben, sind sehr streng. Die bewohnbare Zone ist eng, dicht (T-Zwerg 0,5% AU) und nimmt aufgrund der Abkühlung des Braunen Zwergs mit der Zeit ab. Die Umlaufbahnen dort müssten von extrem geringer Exzentrizität sein (in der Größenordnung von 10 bis minus 6), um starke Gezeitenkräfte zu vermeiden , die einen außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekt auf die Planeten auslösen und sie unbewohnbar machen würden. Es würde auch keine Monde geben.

Braune Zwerge der Superlative

Tabelle der Ersten
Aufzeichnung Name Spektraltyp RA / Dez. Konstellation Anmerkungen
Zuerst entdeckt Teide 1 (Plejaden Open Star Cluster) M8 3 h 47 m 18,0 s + 24 ° 22'31 " Stier Abgebildet in 1989 und 1994
Zuerst mit Koronographie abgebildet Gliese 229 B. T6.5 06 h 10 m 34,62 s - 21 ° 51'52,1 " Lepus Entdeckt 1994
Zuerst mit planemo 2MASSW J1207334-393254 M8 12 h 07 m 33,47 s - 39 ° 32'54,0 " Centaurus
Zuerst mit einem Planemo im Orbit 2M1207 Planet im Jahr 2004 entdeckt
Zuerst mit einer Staubscheibe
Zuerst mit bipolarem Abfluss Rho-Oph 102 (SIMBAD: [GY92] 102) teilweise aufgelöster Abfluss
Zuerst mit großflächigem Herbig-Haro-Objekt Mayrit 1701117

(Herbig-Haro-Objekt: HH 1165 )

Proto-BD projizierte Länge des Herbig-Haro-Objekts: 0,8 Lichtjahre (0,26 Stk. )
Erster Feldtyp (einzeln) Teide 1 M8 3 h 47 m 18,0 s + 24 ° 22'31 " Stier 1995
Zuerst als Begleiter eines normalen Sterns Gliese 229 B. T6.5 06 h 10 m 34,62 s - 21 ° 51'52,1 " Lepus 1995
Erster spektroskopischer binärer Brauner Zwerg PPL 15 A, B. M6.5 Stier Basri und Martin 1999
Erster verdunkelnder binärer Brauner Zwerg 2M0535-05 M6.5 Orion Display-Autoren = et al. 2006, 2007 (Entfernung ~ 450 Stk.)
Erster binärer Brauner Zwerg vom Typ T. Epsilon Indi Ba, Bb T1 + T6 Indus Entfernung: 3.626pc
Erster trinärer Brauner Zwerg DENIS-P J020529.0-115925 A / B / C. L5, L8 und T0 02 h 05 m 29,40 s –11 ° 59'29,7 " Cetus Display-Autoren = et al. 1997
Erster halo brauner Zwerg 2MASS J05325346 + 8246465 sd L7 05 h 32 m 53,46 s + 82 ° 46'46,5 " Zwillinge Display-Autoren = et al. 2003
Zuerst mit spätem M-Spektrum Teide 1 M8 3 h 47 m 18,0 s + 24 ° 22'31 " Stier 1995
Zuerst mit L-Spektrum
Zuerst mit T-Spektrum Gliese 229 B. T6.5 06 h 10 m 34,62 s - 21 ° 51'52,1 " Lepus 1995
Neuestes T-Spektrum ULAS J0034-00 T9 Cetus 2007
Zuerst mit Y-Spektrum CFBDS0059 ~ Y0 2008; Dies wird aufgrund seiner großen Ähnlichkeit mit anderen T-Zwergen auch als T9-Zwerg klassifiziert
Erste Röntgenstrahlung ChaHα1 M8 Chamaeleon 1998
Erste Röntgenfackel LP 944-20 M9V 03 h 39 m 35,22 s - 35 ° 25'44,1 " Fornax 1999
Erste Funkemission (in Fackel und Ruhe) LP 944-20 M9V 03 h 39 m 35,22 s - 35 ° 25'44,1 " Fornax 2000
Coolster funkender brauner Zwerg 2MASSI J10475385 + 2124234 T6.5 10 h 47 m 53,85 s + 21 ° 24'23,4 " Löwe 900K Brauner Zwerg mit 2,7 mJy Ausbrüchen
Erste potenzielle Braunzwergauroren entdeckt LSR J1835 + 3259 M8.5 Lyra 2015
Erster Nachweis der Differenzialrotation bei einem Braunen Zwerg TVLM 513-46546 M9 15 h 01 m 08,3 s + 22 ° 50'02 Boötes Der Äquator dreht sich um 0,022 Radian / Tag schneller als die Pole
Tabelle der Extreme
Aufzeichnung Name Spektraltyp RA / Dez. Konstellation Anmerkungen
Älteste KOKOSNÜSSE-1 B. T4 eines der wenigen Beispiele mit einer guten Altersschätzung: 7.3 +2,8
-1,6
Milliarden Jahre
Jüngste 2M1207 M8 einer von mehreren "jüngsten" Kandidaten ~ 10 Millionen Jahre
Am massivsten SDSS J010448.46 + 153501.8 usd L1.5 01 h 04 m 48,46 s + 15 ° 35'01,8 " Fische Abstand ist ~ 180-290 pc, Masse ~ 88,5-91,7   M J . Übergangsbraune Zwerge.
Metallreich
Metallarm SDSS J010448.46 + 153501.8 usd L1.5 01 h 04 m 48,46 s + 15 ° 35'01,8 " Fische Der Abstand beträgt ~ 180–290 Stk., die Metallizität beträgt ~ 0,004  Z Sol . Übergangsbraune Zwerge.
Am wenigsten massiv OTS 44 M9.5 Chamaeleon Hat einen Massenbereich von 11,5 MJ-15 MJ, Abstand beträgt ~ 550 ly
Größten
Kleinste
Am schnellsten rotierend WISEPC J112254.73 + 255021.5 T6 11 h 22 m 54,73 s + 25 ° 50'21,5 " Löwe Rotationszeit von 17, 35 oder 52 Minuten
Am weitesten Kepler-39b Die Masse deutet darauf hin, dass es sich um einen Braunen Zwerg handelt. Entfernung: 3560 Lichtjahre (1090  Stk. )
Nächste Luhman 16 Entfernung: ~ 6,5 ly
Am hellsten DENIS J104814.6-395606 M8,5V jmag = 12,67
Am dunkelsten L 97-3 B. Y1 jmag = 25,42
Am heißesten
Am coolsten WISE 0855−0714 Temperatur –48 bis –13 ° C.
Am dichtesten COROT-3b Transit Brauner Zwerg COROT-3b hat 22   M J mit einem Durchmesser von 1,01 ± 0,07 mal dem von Jupiter. Es ist unter Standardbedingungen etwas dichter als Osmium .
Am wenigsten dicht

Siehe auch

Verweise

Externe Links

Geschichte

  • SS Kumar, Sterne mit geringer Leuchtkraft . Gordon and Breach, London, 1969 - ein frühes Übersichtspapier über Braune Zwerge
  • Die Columbia-Enzyklopädie

Einzelheiten

Sterne