Glossar-Begriff: Brauner Zwerg

Beschreibung: Ein Brauner Zwerg ist ein Objekt mit zu geringer Masse, um ein Stern zu sein, aber mit zu großer Masse, um ein Planet zu sein. Sterne werden durch die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium in ihren Kernen angetrieben. Braune Zwerge haben eine zu niedrige Kerntemperatur, um eine solche Wasserstofffusion aufrechtzuerhalten. Zu Beginn ihres Lebens können Braune Zwerge jedoch kurzzeitig Deuterium, eine schwerere Form des Wasserstoffs, fusionieren. Diese Deuteriumfusion wird verwendet, um Braune Zwerge von Planeten zu unterscheiden, ist aber schwer zu beobachten. Braune Zwerge haben in der Regel eine Masse zwischen 1,2 % und 8 % der Sonnenmasse (etwa das 12- bis 80-fache der Jupitermasse) und sind ungefähr so groß wie der Jupiter. Junge Braune Zwerge haben in ihren äußeren Regionen ähnliche Temperaturen (effektive Temperatur) wie Sterne mit geringer Masse (Rote Zwerge). Da sie aber keine inneren Wärmequellen haben, kühlen sie mit zunehmendem Alter ab, manche sogar auf lediglich einige hundert Grad Celsius.

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Arabisch: القزم البني
Englisch: Brown Dwarf
Spanisch: Enana marrón
Französisch: Naine brune
Italienisch: Nana bruna
Japanisch: 褐色矮星 (externer Link)
Koreanisch: 갈색왜성
Brasilianisches Portugiesisch: Anã marrom
Vereinfachtes Chinesisch: 褐矮星
Traditionelles Chinesisch: 褐矮星

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Ansicht eines einzelnen Objekts in niedriger Auflösung mit einem Ausschnitt in höherer Auflösung, auf dem zwei Braune Zwerge zu erkennen sind.

Entdeckung eines Doppelsystems aus Braunen Zwergen

Unterschrift: Dieses Bild zeigt ein nahes System aus Braunen Zwergen – Objekte, deren Masse zwischen der von Planeten und Sternen liegt und in deren Kernen keine langfristige Kernfusion stattfindet. Dieses System (bekannt als Luhman 16) befindet sich etwa 6,5 Lichtjahre von der Erde entfernt und ist nach dem Alpha-Centauri-System und Barnards Stern das drittnächstgelegene System zum Sonnensystem. Es wurde zunächst als eine scheinbar einzelne, schwache Infrarotstrahlungsquelle beobachtet. Braune Zwerge sind aufgrund ihrer geringen Helligkeit oft schwer zu untersuchen, insbesondere im sichtbaren Licht. Im Infrarotlicht leuchten sie jedoch aufgrund ihrer niedrigeren effektiven Temperaturen heller. Der Vergleich verdeutlicht die Bedeutung der Auflösung einer Aufnahme. Das mittlere Bild, aufgenommen vom Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) der NASA, zeigt das System aufgrund seiner geringeren Auflösung (WISE hat eine Auflösung von etwa 6 Bogensekunden) als ein einziges verschwommenes Objekt. Die hervorgehobene, vergrößerte Ansicht vom Gemini-South-Observatorium in Chile zeigt, dass es sich bei dieser „einzigen“ Quelle tatsächlich um ein Doppelsternsystem aus zwei Braunen Zwergen handelt. Die verbesserte Winkelauflösung (etwa 0,6 Bogensekunden) ermöglicht es Astronomen, die beiden Objekte klar voneinander zu unterscheiden und verdeutlicht, wie Beobachtungen mit höherer Auflösung verborgene Strukturen im Universum aufdecken. Das Gemini-Teleskop befindet sich zwar auf der Erde und unterliegt daher den Unschärfeeffekten der Erdatmosphäre, verfügt jedoch über einen wesentlich größeren Spiegel als das WISE-Teleskop (8 m Durchmesser gegenüber 40 cm), wodurch es deutlich höhere Auflösungen erzielen kann.
Bild: NASA/JPL/Gemini-Observatorium/AURA/NSF Quellenlink

License: PD Gemeinfrei Symbole

Ähnliche Diagramme

A line of stars goes from cool faint stars to hot bright stars. Some stars lie above or below this line

Hertzsprung-Russell diagram

Unterschrift: This diagram shows the temperature and luminosity of different stars. The size of each point represents the star’s radius and its colour is the colour the human eye would see. The stars range in colour from a washed-out blue to a washed-out reddish-orange. No star has a pure colour like red, green or blue as stars’ spectra include light from lots of different colours. However the reddest stars are commonly referred to as red and the bluest stars as blue. The sample of stars used to make this diagram was chosen to show a wide range of stars of different types so the relative number of each type of star is not representative of how commonly each type is found. From the top left to bottom right there is a long line of stars burning hydrogen in their cores. This is called the main sequence. On this line, one sees the stars Mintaka, Achernar, Sirius A, the Sun and Proxima Centauri. The objects around Proxima Centauri at the lower right end of the main sequence are known as red dwarfs. To the lower right of the red dwarfs are Teide 1 and Kelu-1 A. These two objects are brown dwarfs, objects too low in mass to have cores hot enough to fuse hydrogen for a sustained period of time. As they do not burn hydrogen, brown dwarfs are not considered main sequence stars. The name brown dwarf is unrelated to their colour. Above the main sequence, we find subgiants, giants and supergiants. These are stars that have finished burning hydrogen in their core and have evolved into larger objects. A star’s brightness depends on its temperature and size so giant stars are brighter than stars with a smaller radius but the same temperature. In time these objects will move towards the end of their lives and undergo either a planetary nebula phase or become supernovae. Stars which end their lives with a planetary nebula phase become a type of stellar remnant called a white dwarf. Such objects are much smaller than stars of the same temperature and thus are fainter and are found significantly below the main sequence. Stars which end their lives as supernovae become either black holes or neutron stars. These are not shown on this plot.
Bild: IAU OAE/Niall Deacon

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