Brauner Zwerg

Zum Forum
Passwort vergessen? Noch keinen Account?

lexikon

Hauptseite

Zufälliger Artikel

Diskussion

Diskussion : Brauner Zwerg

Links

Forum

Portale

Reisen

Versicherung

Inhaltsverzeichnis

Hauptmenü

Home

Bildung

Wissen

--------------------------

Reisen

Lexikon

Versicherung

Suchen

News

Treffpunkt

Chat

Forum

Suche

Schnellsuche

Sitemap

Kontakt

Impressum

Brauner Zwerg

Stichpunkte

Allgemein
	Ein Brauner Zwerg ist ein kompaktes astronomisches Objekt
	das mit einer Masse zwischen 13 und 75 Jupitermassen eine Sonderstellung zwischen Planeten und Sternen einnimmt
	Gleiches gilt fÃ¼r die im Inneren ablaufenden Prozesse
	rechts: Hubble Space Telescope (NASA) Inhaltsverzeichnis showTocToggle("Anzeigen"
	links: Entdeckung am Palomar Observatorium
	Braune Zwerge sind massereicher als planetare Gasriesen und masseÃ¤rmer als stellare Rote Zwergsterne. Bild nicht gefunden Gliese 229B (jeweils Bildmitte)
	"Verbergen") 1 Abgrenzung 2 Entstehung 3 Eigenschaften Brauner Zwerge 3.1 Temperaturtransport 3.2 GrÃ¶ÃŸe 3.3 Spektralklassen 4 HÃ¤ufigkeit der Braunen Zwerge 4.1 Nachweismethoden 4.1.1 Lithiumtest 4.2 Verteilung 4.2.1 Sternhaufen 4.2.2 Sternentstehungsgebiete 4.2.3 Doppelsysteme 4.2.4 Isolierte Braune Zwerge 5 Altersbestimmung junger Sternhaufen 6 Geschichte 7 Literatur 8 Weblinks [Bearbeiten]
Abgrenzung
	die zumindest fÃ¼r einen Teil der Sternlebenszeit der Gravitationskraft entgegenwirkt und damit den Aufbau stabilisiert
	Der charakterisierende Prozess fÃ¼r einen Stern ist eine stabile Kernfusion von Wasserstoff im Inneren
	Durch die gravitative Kontraktion wÃ¤hrend der Entwicklung erhÃ¶ht sich im Kernbereich die Dichte
	und durch die adiabatische Kompression die Temperatur
	setzt die Wasserstofffusion ein
	Steigt die Kerntemperatur Ã¼ber 3 Millionen Kelvin
	Diese Mindesttemperatur wird bei einer Ã¤hnlichen Zusammensetzung wie der unserer Sonne bei einer Masse von etwa 0
	07 Sonnenmassen bzw
	75 Jupitermassen (ca
	ab dieser Mindestmasse entsteht ein Stern
	0.139Ë™1030 kg) erreicht
	Die Massengrenze ist jedoch von der MetallizitÃ¤t abhÃ¤ngig und liegt fÃ¼r eine MetallizitÃ¤t von 0
	bei etwa 90 Jupitermassen
	dass heiÃŸt bei Objekten aus der Anfangsphase des Universums
	Als Braune Zwerge werden Objekte eingestuft
	die unter dieser Grenze liegen
	die bereits bei niedrigeren Temperaturen ablaufen als die Wasserstofffusion
	In Braunen Zwergen finden jedoch trotzdem Fusionsprozesse statt
	da es einige Fusionsreaktionen gibt
	bei der ab etwa 65 Jupitermassen bzw
	Dies sind im Wesentlichen die Lithiumfusion
	und die Deuteriumfusion
	Kerntemperaturen Ã¼ber 2 Millionen Kelvin ein 7Lithiumkern mit einem Proton reagiert
	bei der ab etwa 13 Jupitermassen ein Deuteriumkern und ein Proton zu einem 3Heliumkern verschmelzen
	Seit Ende des 20
	das heiÃŸt man nennt alle Objekte Braune Zwerge
	der Massengrenze fÃ¼r die Deuteriumfusion
	mit Ausnahme der Wasserstofffusion
	ablaufen. Die Massenuntergrenze liegt bei dieser Definition bei etwa 13 Jupitermassen
	in denen Fusionsprozesse
	Jahrhunderts wird zur genaueren Definition der Braunen Zwerge meist das Fusionskriterium angewandt
	Objekte mit einer geringeren Masse nennt man Planeten
	die wie die Sterne durch Kontraktion einer Gaswolke entstehen
	in denen aber keine Wasserstofffusion einsetzt - im Gegensatz zu den Planeten
	da vor allem die Entstehungsgeschichte der leichteren Objekte
	nur mit sehr hohem Aufwand geklÃ¤rt werden kann
	die in den Akkretionsscheiben der Sterne entstehen. Diese Definition ist jedoch sehr problematisch
	wenn Ã¼berhaupt
	In den ersten Untersuchungen zu Braunen Zwergen wurde das Entstehungskriterium angewandt: man nannte alle Objekte Braune Zwerge
	aber es wird Anfang des 21
	Das Fusionskriterium wird zwar noch nicht allgemein verwendet
	Jahrhunderts deutlich hÃ¤ufiger verwendet als das Entstehungskriterium
	das eigentlich nur noch von einigen Ã¤lteren Pionieren dieses Forschungsgebiets angewandt wird
	die wahrscheinlich weniger als 13 Jupitermassen aufweisen und nicht Teil eines Planetensystems sind
	sondern sich frei um das Zentrum der MilchstraÃŸe bewegen
	Die Definition der Braunen Zwerge Ã¼ber das Fusionskriterium hat auch Auswirkungen auf die Definition der Planeten. Zum einen wurden Objekte gefunden
	mit hohen ExzentritÃ¤ten und geringen AbstÃ¤nden vom Zentralgestirn Bahnparameter auf
	wird die neue Bezeichnung Planemo (planetary mass object) fÃ¼r diese Objekte vorgeschlagen. Zum anderen weisen viele Exoplaneten neben groÃŸen Massen
	Da Ã¼ber die Herkunft dieser Objekte nichts bekannt ist
	die man eher von einem stellaren Begleiter als von Planeten erwarten wÃ¼rde. TatsÃ¤chlich wird mindestens ein Exoplanet auch als Kandidat fÃ¼r einen Braunen Zwerg eingestuft
	die teilweise sogar im Bereich der Braunen Zwerge liegen kÃ¶nnten
	Bei den Objekten unter 13 Jupitermassen ist jedoch noch keine einheitliche Benennung absehbar. [Bearbeiten]
Entstehung
	dass die Masse des entstehenden KÃ¶rpers nicht zur Wasserstofffusion ausreicht. Sie beginnen ihre Entwicklung als Teil eines Mehrfachsystems in einer Globule
	mit dem einzigen Unterschied
	Der Entstehungsprozess der Braunen Zwerge ist bisher noch nicht eindeutig geklÃ¤rt
	im Wesentlichen bestehen jedoch fÃ¼nf MÃ¶glichkeiten: Sie werden nach denselben Mechanismen aus einer Gaswolke gebildet wie die Sterne
	bevor diese Objekte ausreichend Masse fÃ¼r die Wasserstofffusion anreichern konnten. Enge Begegnungen mit anderen Sternen in einem jungen Sternhaufen kann die Akkretionsscheibe zerstÃ¶ren
	und werden in einem spÃ¤teren Entwicklungsstadium aus dem Planetensystem herausgeschleudert. In jungen massereichen Sternhaufen kann die ionisierende Strahlung massiver O- und B-Sterne die protostellaren Akkretionsscheiben zerstÃ¶ren
	bevor sie die nÃ¶tige Masse zur ZÃ¼ndung der Wasserstofffusion erreichen. Sie entstehen Ã¤hnlich wie Planeten in einer protoplanetaren Scheibe
	die typisch fÃ¼r junge Sterne ist
	bei dreien konnte zusÃ¤tzlich eine Akkretionsscheibe nachgewiesen werden
	Sie werden jedoch aus dem System herausgeschleudert
	wurden 34 Braune Zwerge gefunden
	bevor das Wasserstofffusionslimit erreicht ist. In der Sternentstehungsregion Chamaeleon I
	die erst wenige Millionen Jahre alt ist
	ist ein weiterer Beleg fÃ¼r die gleiche Entstehungsgeschichte zumindest eines Teils der Braunen Zwerge. [Bearbeiten]
	Der Nachweis einer T-Tauri-Phase bei mehreren Braunen Zwergen
	die bisher nur bei jungen Sternen auf ihrem Weg zur Hauptreihe bekannt war
Eigenschaften Brauner Zwerge
	bei der die Wasserstofffusionsprozesse sprunghaft einsetzen
	NASA) FÃ¼r sehr leichte Zwergsterne stellt sich im Kern unabhÃ¤ngig von der Masse eine Gleichgewichtstemperatur von etwa 3 Millionen Kelvin ein
	Braune Zwerge weisen eine vergleichbare Elementzusammensetzung auf wie Sterne
	nur in Akkretionsscheiben entstandene Braune Zwerge hÃ¤tten mÃ¶glicherweise einen Gesteinskern; fÃ¼r diesen Entstehungsweg gibt es aber bisher noch keine Belege. Bild nicht gefunden Junge Braune Zwerge sind bei der Beobachtung kaum von Sternen zu unterscheiden: Der etwa 12 Millionen Jahre alte Braune Zwerg TWA 5B (oben) auf einer RÃ¶ntgenaufnahme (Chandra
	das heiÃŸt
	desto hÃ¶her ist die Dichte im Kern
	Die Konstanz der Temperatur bedeutet eine annÃ¤hernde ProportionalitÃ¤t zwischen Masse und Radius
	je geringer die Masse
	der durch eine teilweise Entartung der Elektronen aufgrund des Pauli-Prinzips hervorgerufen wird und zu einer geringeren Aufheizung des Kerns fÃ¼hrt
	Bei steigender Kerndichte Ã¼ben die Elektronen einen zusÃ¤tzlichen Gegendruck gegen die gravitative Kontraktion aus
	dass die notwendigen Temperaturen zur Wasserstofffusion nicht mehr erreicht werden und ein Brauner Zwerg entsteht
	Dies fÃ¼hrt bei der MetallizitÃ¤t Ã¤hnlich zur Sonne bei weniger als etwa 75 Jupitermassen dazu
	Da weder der Verlauf der Degeneration der Elektronen noch die Eigenschaften der leichtesten Sterne in allen Aspekten verstanden sind
	neuere Rechnungen liegen im Bereich von 72 bis 75 Jupitermassen
	variieren die Literaturwerte zwischen 70 und 78
	Neutronensterne und Schwarze LÃ¶cher auch kompakte Objekte
	Aufgrund der quantenmechanischen Entartung der Elektronen nennt man die Braunen Zwerge
	ebenso wie WeiÃŸe Zwerge
	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 fÃ¼hrt dazu
	dass Braune Zwerge bereits gegen Ende der Akkretionsphase abzukÃ¼hlen beginnen
	die Fusionsprozesse verlangsamen diesen Prozess nur fÃ¼r etwa 10 bis 50 Millionen Jahre. [Bearbeiten]
Temperaturtransport
	Bei Braunen Zwergen bildet sich
	im Gegensatz zu den schwereren Sternen keine Schalenstruktur aus
	3 Sonnenmassen
	wie auch bei Sternen mit weniger als 0
	Sie sind vollstÃ¤ndig konvektiv
	das heiÃŸt es findet ein Materietransport vom Kern bis zur OberflÃ¤che statt
	der zu einer vollstÃ¤ndigen Durchmischung fÃ¼hrt und die Temperaturverteilung im gesamten Inneren bestimmt
	Untersuchungen der Methanzwerge wie z.B
	dass bei Ã¤lteren
	Gliese 229B legen allerdings die Vermutung nahe
	kÃ¼hleren Braunen Zwergen diese Konvektionszone nicht mehr bis zur OberflÃ¤che reicht und sich stattdessen mÃ¶glicherweise eine den Gasriesen Ã¤hnliche AtmosphÃ¤re ausbildet. [Bearbeiten]
GrÃ¶ÃŸe
	erst unterhalb der Massengrenze der Braunen Zwerge verliert die Degeneration an Bedeutung und es stellt sich bei konstanter Dichte eine MassenabhÃ¤ngigkeit von R ~ M+1/3 ein
	Bild nicht gefunden schematischer GrÃ¶ÃŸenvergleich zwischen Sonne
	Braunem Zwerg
	NASA) Die Entartung der Elektronen fÃ¼hrt zu einer MassenabhÃ¤ngigkeit des Radius Brauner Zwerge von R ~ M-1/3
	Jupiter und Erde (v.l.
	der in etwa dem Jupiterradius entspricht
	Die schwache reziproke MassenabhÃ¤ngigkeit der Braunen Zwerge fÃ¼hrt zu einem Ã¼ber den gesamten Massenbereich annÃ¤hernd konstanten Radius
	wobei die leichteren Braunen Zwerge grÃ¶ÃŸer sind als die schwereren. [Bearbeiten]
Spektralklassen
	sind im engeren Sinne nicht auf Braune Zwerge anwendbar
	Die Spektralklassen
	da es sich nicht um Sterne handelt
	die fÃ¼r Sterne definiert sind
	Bei Temperaturen Ã¼ber 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 abhÃ¤ngen
	Man wendet die Spektralklassen deshalb auch auf Braune Zwerge an
	wobei diese allerdings keine direkte Aussage Ã¼ber die Masse
	sondern nur Ã¼ber die Kombination von Masse und Alter liefert
	leichtere Braune Zwerge starten bereits bei einem spÃ¤teren Typ
	Ein schwerer junger Brauner Zwerg startet im mittleren M-Bereich bei etwa 2900 K und durchlÃ¤uft alle spÃ¤teren M- und L-Typen
	es liegt aber vermutlich zwischen L2 und L4
	d.h. bei Temperaturen unter 1800 bis 2000 K
	Das untere Ende der Hauptsequenz ist nicht genau bekannt
	Bei spÃ¤teren
	kÃ¼hleren Typen handelt es sich mit Sicherheit um Braune Zwerge
	FÃ¼r die kÃ¼hleren Braunen Zwerge wie z.B
	die mit Temperaturen unter etwa 1450 K nicht mehr auf Sterne anwendbar ist
	Gliese 229B mit einer Temperatur von etwa 950 K wurde mit dem T-Typ eine weitere Spektralklasse eingefÃ¼hrt
	Da das Spektrum in diesem Temperaturbereich vor allem von starken Methanlinien geprÃ¤gt ist
	nennt man Braune Zwerge vom T-Typ meist Methanzwerge
	weist bei einer Temperatur von 600 bis 750 K als T9-Zwerg bereits Abweichungen von den anderen T-Zwergen auf
	so dass bei der Entdeckung kÃ¼hlerer Objekte sehr wahrscheinlich eine weitere Spektralklasse eingefÃ¼hrt werden muss
	Der derzeit kÃ¼hlste Braune Zwerg
	2MASS J0415-0935
	Vor 2MASS J0415-0935 galt Gliese 570D mit etwa 800 K als kÃ¼hlster bekannter Brauner Zwerg. [Bearbeiten]
HÃ¤ufigkeit der Braunen Zwerge
	die stellare Anfangsmassenfunktion bzw
	Es gibt eine einfache Massenfunktion zur Beschreibung der relativen Anzahl von sternÃ¤hnlichen Objekten bezÃ¼glich ihrer Masse
	Initial Mass Function oder kurz IMF
	Diese Massenfunktion sollte sich unverÃ¤ndert in den Bereich der schwereren Braunen Zwerge fortsetzen
	dass heiÃŸt die Wolke kann nicht "wissen"
	da zumindest die Anfangsphase des Sternentstehungsprozesses mit dem Kollabieren einer Gaswolke unabhÃ¤ngig von der Art des entstehenden Objekts ist
	ob am Ende ein Stern oder ein Brauner Zwerg entsteht
	und zum anderen nicht viel Ã¼ber die Mindestmassen der Objekte bekannt ist
	da zum einen auch die anderen Entstehungsprozesse (siehe Abschnitt Entstehung) einen Beitrag liefern kÃ¶nnten
	Diese Massenfunktion wird jedoch im Bereich der leichteren Braunen Zwerge Abweichungen zeigen
	die bei Sternentstehungsprozessen entstehen kÃ¶nnen
	Eine genaue Bestimmung der HÃ¤ufigkeit bzw. der Massenfunktion der Braunen Zwerge ist deshalb nicht nur fÃ¼r die Entstehungsprozesse der Braunen Zwerge wichtig
	sondern trÃ¤gt auch zum VerstÃ¤ndnis der Sternentstehungsprozesse im allgemeinen bei
	vor allem bei den Sterndurchmusterungen 2MASS (2 Micron All Sky Survey)
	DENIS (DEep Near Infrared Sky survey) und SDSS (Sloan Digital Sky Survey) sowie bei intensiven Durchmusterungen von Offenen Sternhaufen und Sternentstehungsgebieten. [Bearbeiten]
	Seit der Entdeckung von Gliese 229B wurden mehrere hundert Braune Zwerge gefunden
Nachweismethoden
	in frÃ¼hen Entwicklungsstadien sind sie zudem leicht mit Roten Zwergen zu verwechseln
	Braune Zwerge haben eine sehr niedrige Leuchtkraft und sind deshalb schwer zu beobachten
	FÃ¼r den eindeutigen Nachweis von Braunen Zwergen bestehen mehrere MÃ¶glichkeiten: Leuchtkraft In Braunen Zwergen spielen Fusionsprozesse bei der Energiefreisetzung nur eine untergeordnete Rolle
	die Leuchtkraft dieser Objekte nimmt deshalb im Laufe der Entwicklung ab
	Liegt die gemessene Leuchtkraft unter der der leichtesten Sterne
	die dem 10-4-fachen der Sonnenleuchtkraft entspricht
	dann kann es sich nur um einen Braunen Zwerg handeln
	Die Leuchtkraft ist allerdings nur dann als Kriterium anwendbar
	wenn die Entfernung bekannt ist
	wie z.B. in Sternhaufen
	bei den meisten gefundenen Kandidaten konnte spÃ¤ter eine falsche Entfernungsbestimmung nachgewiesen werden. Temperatur Der Leuchtkraft L kann Ã¼ber das Stefan-Boltzmann-Gesetz eine effektive OberflÃ¤chentemperatur Teff zugeordnet werden mit Teff ~ L-4
	Diese Methode wurde bei den ersten AnlÃ¤ufen zum Nachweis Brauner Zwerge in den 1980ern angewandt und hat sich als sehr unzuverlÃ¤ssig erwiesen
	die sich jedoch deutlich weniger Ã¤ndert als die Leuchtkraft
	Die Temperatur kann jedoch sehr leicht aus dem Spektrum des Objekts bestimmt werden
	eine Situation
	kann es sich nur um Braune Zwerge handeln. Masse Bei Doppelsystemen mit einem Braunen Zwerg kann man die Masse Ã¼ber die Vermessung der Bewegung um den gemeinsamen Schwerpunkt bestimmen
	wie sie Ã¤hnliche auch bei Exoplaneten besteht
	auch wenn der Braune Zwerg selbst nicht beobachtet werden kann
	Ist die gemessene Temperatur signifikant niedriger als die Minimaltemperatur von etwa 1800 K bei Sternen
	junge Braune Zwerge an der oberen Massegrenze nachzuweisen. Methan In der AtmosphÃ¤re Brauner Zwerge kÃ¶nnen sich komplexere MolekÃ¼le
	vor allem Methan
	Die direkte Bestimmung der Masse ist die einzige MÃ¶glichkeit
	bilden
	Da dies in SternatmosphÃ¤ren nicht mÃ¶glich ist
	kann durch den Nachweis von Methan in den Spektren eindeutig auf einen Braunen Zwerg geschlossen werden
	Es handelt sich dann um einen alten und kÃ¼hlen Braunen Zwerg vom T-Typ. Lithium Der Nachweis von neutralem Lithium im Spektrum bietet eine sehr gute MÃ¶glichkeit
	Braune Zwerge zu identifizieren und ist in einem sehr weiten Bereich anwendbar
	Der Lithiumtest wurde 1992 von Rafael Rebolo vorgeschlagen und von Gibor Basri 1996 erstmals angewandt. [Bearbeiten]
Lithiumtest
	Bei Massen von mehr als 65 Jupitermassen wird 7Lithium in 4Helium umgesetzt
	Durch diesen Prozess ist bei sehr leichten Sternen der Lithiumvorrat nach etwa 50 Millionen Jahren aufgebraucht
	bei Braunen Zwergen verlÃ¤ngert sich diese Zeitspanne auf bis zu 250 Millionen Jahre
	Da leichte Sterne genau wie Braune Zwerge vollstÃ¤ndig konvektiv sind
	nimmt die LithiumhÃ¤ufigkeit im Gegensatz zu schwereren Sternen wie z.B. der Sonne nicht nur im Fusionsbereich des Kerns ab
	sondern kann direkt an der OberflÃ¤che beobachtet werden
	zum anderen ist bei Ã¤lteren Braunen Zwergen mit Massen von mehr als 65 Jupitermassen kein Lithium mehr nachweisbar
	Der Lithiumnachweis allein liefert aber kein eindeutiges Ergebnis
	zum einen ist Lithium auch in sehr jungen Sternen nachweisbar
	Kann man jedoch in einem sternÃ¤hnlichen Objekt mit einer Temperatur von weniger als 2800 K ausgeprÃ¤gte 7Lithium-Linien nachweisen
	handelt es sich eindeutig um einen Braunen Zwerg
	Die Linien des neutralen Lithiums liegen zudem im roten Spektralbereich und sind deshalb auch mit irdischen Teleskopen sehr gut zu untersuchen
	Durch die gute Nachweisbarkeit hat sich diese Methode als Standard zum Nachweis Brauner Zwerge etabliert. [Bearbeiten]
Verteilung
	[Bearbeiten]
Sternhaufen
	Es wurden bereits viele Braune Zwerge in jungen Sternhaufen wie z.B. den Plejaden nachgewiesen
	aber es ist bisher noch kein Haufen komplett durchsucht worden
	Zudem sind in diesen Bereichen viele weitere Kandidaten bekannt
	deren ZugehÃ¶rigkeit zu den Braunen Zwergen bzw. dem Sternhaufen selbst noch nicht geklÃ¤rt sind
	Erste Analysen sind im Rahmen der FehlerabschÃ¤tzung mit der stellaren Massenfunktion vereinbar
	jedoch gibt es teilweise starke Abweichungen
	Es ist noch zu frÃ¼h
	um daraus eindeutig auf eine verÃ¤nderte Massenfunktion im Bereich der Braunen Zwerge zu schlieÃŸen. [Bearbeiten]
Sternentstehungsgebiete
	ein weiteres Problem in diesen Regionen ist der hohe Staubanteil
	der durch hohe Extinktionsraten die Beobachtung erschwert
	In Sternentstehungsgebieten gestaltet sich der Nachweis Brauner Zwerge sehr schwierig
	da sie sich aufgrund ihres geringen Alters und der damit verbundenen hohen Temperatur nur wenig von leichten Sternen unterscheiden
	Die hier angewendeten Methoden sind stark modellabhÃ¤ngig
	deshalb sind erst sehr wenige Kandidaten zweifelsfrei als Braune Zwerge bestÃ¤tigt
	sind jedoch noch mit hohen Fehlern behaftet. [Bearbeiten]
	Die bisher abgeleiteten Massenfunktionen weichen zum groÃŸen Teil sehr stark von der stellaren Massenfunktion ab
Doppelsysteme
	Bei Systemen mit Braunen Zwergen bietet sich nach ersten Ergebnissen der Sterndurchmusterungen folgendes Bild: Bei vollstÃ¤ndigen Durchmusterungen der F- bis M0-Sterne in der Sonnenumgebung wurden nur einige Braune Zwerge in engen Doppelsystemen mit einem Abstand von weniger als drei Astronomischen Einheiten (AE) gefunden
	wÃ¤hrend diese AbstÃ¤nde bei 13 Prozent der Doppelsternsysteme auftreten; diese Beobachtung wird in der Literatur meist als Brown Dwarf Desert beschrieben
	haben einen weiteren Braunen Zwerg als Begleiter
	gilt ein grundlegender Unterschied zwischen den beiden Systemen F-M0-Stern/Brauner Zwerg und L-Zwerg/Brauner Zwerg als sicher
	es wurden jedoch keine Doppelsysteme mit einem Abstand von mehr als 20 AE gefunden. Obwohl die Zahlenwerte der Ergebnisse noch sehr unsicher sind
	bei denen es sich vermutlich zum groÃŸen Teil um Braune Zwerge handelt
	Bei sehr weiten AbstÃ¤nden Ã¼ber 1000 AE scheint allerdings kein Unterschied zwischen stellaren Begleitern und Braunen Zwergen zu bestehen
	diese Folgerung beruht jedoch auf einer Hochrechnung sehr weniger Beobachtungen und ist deshalb noch sehr unsicher. Etwa 20 Prozent der L-Zwerge
	vor allem die AnhÃ¤nger der "verstoÃŸenen Sternembryos"
	dass heiÃŸt der Entstehung in einem Mehrfachsystem und dem Hinauskatapultieren in einer frÃ¼hen Entwicklungsphase
	betrachten diese Verteilungen als natÃ¼rliche Konsequenz dieser Theorie. [Bearbeiten]
	Die Ursachen liegen vermutlich im Entstehungsprozess der Braunen Zwerge
Isolierte Braune Zwerge
	obwohl die Durchmusterungen noch nicht abgeschlossen sind
	Die 2MASS- und DENIS-Durchmusterungen haben bereits hunderte von Braunen Zwergen gefunden
	dass sich die stellare Massenfunktion sehr weit in den Bereich der Braunen Zwerge fortsetzt
	Erste Analysen deuten darauf hin
	scheint also sehr eng mit den Sternentstehungsprozessen zusammenzuhÃ¤ngen
	Der Entstehungsprozess der Braunen Zwerge
	die deshalb vermutlich auch die Population der Braunen Zwerge mit erklÃ¤ren mÃ¼ssen. [Bearbeiten]
	mit Ausnahme der sehr leichten
Altersbestimmung junger Sternhaufen
	Der Lithiumtest liefert fÃ¼r Sternhaufen als "Nebeneffekt" eine Massengrenze bis zu der Lithium nachgewiesen werden kann
	die lithium depletion boundary genannt wird
	Mit dieser Masse kann man das Alter des Haufens bestimmen
	da diese Massengrenze sonst konstant bei 65 Jupitermassen liegt
	wenn der Haufen jÃ¼nger als etwa 250 Millionen Jahre ist
	Diese Methode funktioniert jedoch nur
	Auf diese Weise hat man 1999 das Alter der Plejaden um mehr als 50 Prozent auf etwa 125 Millionen Jahre nach oben korrigiert
	Vergleichbare Korrekturen erfolgten in der Folge fÃ¼r weitere Sternhaufen
	unter anderem fÃ¼r Î± Perseus und IC 2391
	Obwohl Braune Zwerge in grÃ¶ÃŸeren Entfernungen nur schwer nachweisbar sein werden und der Lithiumtest nur bei sehr jungen Haufen zur Altersbestimmung anwendbar ist
	ermÃ¶glicht diese Methode trotzdem eine sehr gute Eichung anderer Datierungsmethoden (siehe Hauptreihen-Cutoff). [Bearbeiten]
Geschichte
	der Name Brauner Zwerg wurde jedoch erst 1975 durch Jill Tarter vorgeschlagen
	dass beim Entstehungsprozess der Sterne auch Objekte entstehen kÃ¶nnten
	die aufgrund ihrer niedrigen Masse nicht die zur Wasserstofffusion erforderliche Temperatur erreichen
	Shiv Kumar stellte 1963 erstmals Ãœberlegungen an
	aber der Begriff Roter Zwerg war schon fÃ¼r die leichtesten Sterne vergeben
	da auch Braune Zwerge rot erscheinen
	Der Name ist zwar im eigentlichen Sinne nicht richtig
	diese hypothetischen KÃ¶rper zu finden
	aber erst 1995 wurde mit Gliese 229B der erste Braune Zwerg zweifelsfrei nachgewiesen
	In den 1980ern wurden verschiedene AnlÃ¤ufe unternommen
	die eine bessere Unterscheidung zu schwach leuchtenden Sternen ermÃ¶glichten
	zum anderen wurden aber auch die theoretischen Modelle verbessert
	Entscheidend hierfÃ¼r waren zum einen deutliche Fortschritte in der Empfindlichkeit der Teleskope
	Innerhalb weniger Jahre wurden mehrere hundert Braune Zwerge nachgewiesen
	die Anzahl weiterer mÃ¶glicher Kandidaten liegt ebenfalls in dieser GrÃ¶ÃŸenordnung
	Die sonnennÃ¤chsten Braunen Zwerge (Anfang 2004) bilden das Epsilon Indi B-Doppelsystem in 11
	8 Lichtjahren Entfernung
	bereits heute viel zu unserem Wissen und VerstÃ¤ndnis des Universums beigetragen
	hat aber
	vergleichbar der Ã–ffnung neuer Beobachtungsfenster oder der Entdeckung anderer neuer Effekte
	Die Untersuchung der Braunen Zwerge steht noch am Anfang
	Siehe auch: Portal Astronomie - Astronomie [Bearbeiten]
Literatur
	Ben R
	S
	Oppenheimer
	RK
	John RS
	ulkarni
	tauffer: Brown DwarfsI
	University of Arizona Press
	Tucson 1999 (PDF (http://xxx.arxiv.org/pdf/astro-ph/9812091)) - (gute
	n: Protostars and Planets IV
	sehr umfangreiche Ãœbersicht des Wissensstandes von 1998) Shiv SK
	and Discoveries (1958-2002)I
	Observations
	Calculations
	umar: The Bottom of the Main Sequence and Beyond: Speculations
	VolX
	n: ASP Conference Series
	XX
	2002 (PDF (http://xxx.arxiv.org/pdf/astro-ph/0208096)) - (AusfÃ¼hrliche Schilderung Ã¼ber die wissenschaftliche Akzeptanz in den 1960ern) Gilles Chabrier: The Physics of Brown DwarfsI
	S1
	1998
	n: J.Phys.Condens.Matter 10
	Cathie Clarke: The Formation of Brown Dwarfs as Ejected Stellar EmbryosI
	1263 (PDF (http://xxx.arxiv.org/pdf/astro-ph/9902015)) - (physikalische Theorie der Braunen Zwerge
	sehr formellastig) Bo Reipurth
	Gibor Basri: Evidence for a T Tauri Phase in Young Brown DwarfsI
	n: Astronomical Journal (?) (PDF (http://xxx.arxiv.org/pdf/astro-ph/0103019)) - (Grundlagen und Diskussion dieses Entstehungsmodells) Ray Jayawardhana
	Subhanjoy Mohanti
	n: Astrophys.J5
	S2
	2003
	92
	82-287 (PDF (http://xxx.arxiv.org/pdf/astro-ph/0303565)) [Bearbeiten]
Weblinks
	Brown Dwarfs (engl.) (http://astron.berkeley.edu/~basri/bdwarfs) - Linksammlung von Gibor Basri M dwarfs
	L dwarfs and T dwarfs (engl.) (http://www-int.stsci.edu/~inr/ldwarf.html) Was sind braune Zwerge (Real Video) (http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000409.rm) - Alpha Centauri Beurteilung: Dieser Artikel ist in die Liste exzellenter Artikel aufgenommen worden. bg:ÐšÐ°Ñ„Ñ?Ð²Ð¾ Ð´Ð¶ÑƒÐ´Ð¶Ðµ da:Brun dvÃ¦rg (astronomi) en:Brown dwarf es:Enana marrÃ³n fi:Ruskea kÃ¤Ã¤piÃ¶ fr:Naine brune hu:Barna tÃ¶rpe it:Nana bruna ja:è¤?è‰²çŸ®æ˜Ÿ nl:Bruine dwerg sv:Brun dvÃ¤rg

[X] Schliessen

Dieser Artikel basiert auf dem Artikel Brauner Zwerg aus der freien Enzyklopädie wikipedia und steht unter der GNU Lizenz für freie Dokumentation. In der wikipedia ist eine Liste der Autoren verfügbar.

Bad Soden am Taunus Blauer Riese Bad Homburg v. d. HÃ¶he BauchspeicheldrÃ¼se BÃ¼cherwiki Buchstabiertafel Budapest Blut Billion

[ Zurück ]

Inhalt Lexikon:

Allgemein

Abgrenzung

Entstehung

Eigenschaften Brauner Zwerge

Temperaturtransport

GrÃ¶ÃŸe

Spektralklassen

HÃ¤ufigkeit der Braunen Zwerge

Nachweismethoden

Lithiumtest

Verteilung

Sternhaufen

Sternentstehungsgebiete

Doppelsysteme

Isolierte Braune Zwerge

Altersbestimmung junger Sternhaufen

Geschichte

Literatur

Weblinks