Quelltext der Seite Brauner Zwerg

Ein '''Brauner Zwerg''' ist ein [[Himmelskörper]], der mit einer [[Masse (Physik)|Masse]] zwischen dem 13-fachen und 75-fachen der [[Jupitermasse]] eine Sonderstellung zwischen [[Planet]]en und [[Stern]]en einnimmt. Gleiches gilt für die im Inneren ablaufenden Prozesse, die keine Wasserstofffusion aufweisen. Braune Zwerge sind massereicher als [[Gasplanet|planetare Gasriesen]] und masseärmer als stellare [[Roter Zwerg|Rote Zwerge]].
{{Linkbox Hertzsprung-Russel-Diagramm|width=500}}

== Abgrenzung ==
[[Datei:Browndwarf hubble browse.jpg|miniatur|[[Gliese 229|Gliese 229 B]] (jeweils Bildmitte), links: Entdeckung am Palomar Observatorium, rechts: Hubble Space Telescope (NASA)]]
Als Braune Zwerge werden alle Objekte eingestuft, die unter der Massengrenze für [[Wasserstoffbrennen|Wasserstofffusion]] und über der Massengrenze für die Deuteriumfusion (ca. dem 13-fachen der Jupitermasse) liegen. Die Wasserstofffusion ist der charakterisierende Prozess für einen Stern. Sie wirkt zumindest für einen Teil der Sternlebenszeit der [[Gravitation]]skraft entgegen und stabilisiert damit den Stern. Die Mindesttemperatur für die Wasserstofffusion wird bei einer unserer [[Sonne]] ähnlichen Zusammensetzung bei einer Masse von etwa dem 0,07-fachen der Sonnen- bzw. dem 75-fachen der [[Jupitermasse]] (ca. 0,139 × 10<sup>30</sup>&nbsp;kg) erreicht. Ab dieser [[Sternmasse|Mindestmasse]] aufwärts entsteht ein Stern. Die Massenobergrenze für einen Braunen Zwerg ist jedoch von der [[Metallizität]] abhängig und liegt für eine Metallizität von 0, das heißt bei Objekten aus der [[Urknall#Das frühe Universum|Anfangsphase des Universums]], bei etwa der 90-fachen Jupitermasse.

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

Die Massenuntergrenze liegt bei dieser Definition bei etwa dem 13-fachen der Jupitermasse, der Massengrenze für die Deuteriumfusion. Objekte mit einer geringeren Masse nennt man [[Planet]]en, wenn sie Begleiter von Sternen sind. Objekte, die nicht Teil eines [[Sonnensystem|Planetensystems]] sind, sondern sich frei um das Zentrum der [[Milchstraße]] bewegen, werden [[Objekt planetarer Masse|Objekte planetarer Masse]] genannt, da über die Herkunft dieser Objekte nichts bekannt ist. Viele [[Exoplanet]]en weisen neben großen Massen, die teilweise sogar im Bereich der Braunen Zwerge liegen könnten, mit hohen [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizitäten]] und geringen Abständen vom Zentralgestirn Bahnparameter auf, die man eher von einem stellaren Begleiter als von Planeten erwarten würde. Tatsächlich wird mindestens ein Exoplanet auch als Kandidat für einen Braunen Zwerg eingestuft. Bei den Objekten unter dem 13-fachen der Jupitermasse ist jedoch noch keine einheitliche Benennung absehbar.

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

== Entstehung ==
Der Entstehungsprozess der Braunen Zwerge ist bisher noch nicht eindeutig geklärt, im Wesentlichen bestehen jedoch sechs Möglichkeiten:<ref>{{cite journal
| arxiv = astro-ph/9908015
| title = The Formation of Brown Dwarfs: Theory
| author = A. Whitworth
| coauthors = M. R. Bate, Å. Nordlund, B. Reipurth, H. Zinnecker
| year = 2007
| journal = Protostars and Planets V, (Editors: B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil), University of Arizona Press, Tucson, 951 pp.
| pages = 459–476
}}</ref>
* Sie werden nach den gleichen Mechanismen aus einer Gaswolke (siehe [[Molekülwolke]]) gebildet wie die Sterne, mit dem einzigen Unterschied, dass die Masse des entstehenden Körpers nicht zur Wasserstofffusion ausreicht.
* Sie beginnen ihre Entwicklung als Teil eines Mehrfachsystems in einer [[Globule]]. Sie werden jedoch aus dem System herausgeschleudert, bevor sie die nötige Masse zur Zündung der Wasserstofffusion erreichen.<ref>{{cite journal
| arxiv = astro-ph/0103019
| title = The Formation of Brown Dwarfs as Ejected Stellar Embryos
| author = Bo Reipurth
| coauthors = Cathie Clarke
| date = 2001-03-01
| year = 2001
| journal = The Astronomical Journal #122
| pages = 432–439
}}</ref>
* Sie entstehen ähnlich wie Planeten in einer [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetaren Scheibe]], und werden in einem späteren Entwicklungsstadium aus dem Planetensystem herausgeschleudert.<ref>{{cite journal
| arxiv = astro-ph/0703106
| title = Brown dwarf formation by binary disruption
| author = Simon P. Goodwin
| coauthors = Ant Whitworth
| date = 2007-03-06
| year = 2007
| journal = Astronomy and Astrophysics #466
| pages = 943–948
}}</ref><ref>{{cite journal
| arxiv = 0708.2827
| title = Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs
| author = Dimitris Stamatellos
| coauthors = David Hubber, Anthony Whitworth
| date = 2007-08-21
| year = 2007
| journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters #382
| pages = L30–L34
}}</ref>
* In jungen massereichen [[Offener Sternhaufen|Sternhaufen]] kann die ionisierende Strahlung massiver O- und B-Sterne die protostellaren Akkretionsscheiben zerstören, bevor diese Objekte ausreichend Masse für die Wasserstofffusion anreichern konnten.
* Enge Begegnungen mit anderen Sternen in einem jungen Sternhaufen können die Akkretionsscheibe zerstören, bevor das Wasserstofffusionslimit erreicht ist.
* In engen [[Doppelstern]]systemen kann ein [[Weißer Zwerg]] von einem [[Roter Zwerg|roten Zwerg]] Masse [[Akkretion (Astronomie)|akkretieren]] und damit von dem roten Zwerg so viel Masse entfernen, dass er zu einem Braunen Zwerg mutiert. Dieser Vorgang läuft in vielen [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen Veränderlichen]] ab, die sich in einem Zeitraum von einigen Hundert Millionen Jahren zu einem Doppelsternsystem bestehend aus einem Weißen und einem Braunen Zwerg entwickeln<ref>{{Literatur|Autor=C. Littlefield et al.|Titel=A New Sub-Period-Minimum CV with Partial Hydrogen Depletion and Evidence of Spiral Disk Structure|Jahr=2013|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1301.7480}}</ref>.

In der Sternentstehungsregion ''Chamaeleon I'', die erst wenige Millionen Jahre alt ist, wurden 34 Braune Zwerge gefunden; bei dreien konnte zusätzlich eine [[Akkretionsscheibe]] nachgewiesen werden, die typisch für junge Sterne ist.<ref>{{cite journal
| arxiv = astro-ph/0502100
| title = Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk
| author = K. L. Luhman
| coauthors = Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lori E. Allen, Lee Hartmann, S. T. Megeath, P. C. Myers, G. G. Fazio
| date = 2005-02-04
| year = 2005
| journal = [[Astrophysical Journal]] #620
| pages = 51–54
}}</ref><ref>{{cite journal
| arxiv = astro-ph/0511807
| title = Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk
| author = K. L. Luhman
| coauthors = Lucia Adame, Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lee Hartmann, S. T. Megeath, G. G. Fazio
| date = 2005-11-29
| year = 2005
| journal = Astrophysical Journal #635
| pages = 93–96
}}</ref> Der Nachweis einer [[T-Tauri-Stern|T-Tauri-Phase]] bei mehreren Braunen Zwergen, die bisher nur bei jungen Sternen auf ihrem Weg zur [[Hauptreihe]] bekannt war, ist ein weiterer Beleg für die gleiche Entstehungsgeschichte zumindest eines Teils der Braunen Zwerge.

== Eigenschaften ==
Braune Zwerge weisen eine vergleichbare Elementzusammensetzung auf wie Sterne. In Akkretionsscheiben entstandene Braune Zwerge könnten einen Gesteinskern besitzen, wobei für diesen Entstehungsweg aber bisher keine Belege existieren.
[[Datei:Chandra X-ray Observatory image of the brown dwarf TWA 5B.jpg|miniatur|Junge Braune Zwerge sind bei der Beobachtung kaum von den ihnen nahen Sternen zu unterscheiden: Der etwa 12 Millionen Jahre alte Braune Zwerg TWA 5B (oben) auf einer Röntgenaufnahme (Chandra, NASA)]]
Für sehr leichte Zwergsterne stellt sich im Kern unabhängig von der Masse eine Gleichgewichtstemperatur von etwa 3 Millionen Kelvin ein, bei der die Wasserstofffusionsprozesse sprunghaft einsetzen. Die Konstanz der Temperatur bedeutet annähernd [[Proportionalität]] zwischen Masse und Radius, das heißt, je geringer die Masse, desto höher ist die Dichte im Kern. Bei steigender Kerndichte üben die [[Elektron]]en einen zusätzlichen Gegendruck gegen die gravitative Kontraktion aus, der durch eine teilweise [[Entartete Materie|Entartung]] der Elektronen aufgrund des [[Pauli-Prinzip]]s hervorgerufen wird und zu einer geringeren Aufheizung des Kerns führt. Dies führt mit einer Metallizität ähnlich zur Sonne bei weniger als dem 75-fachen der Jupitermasse dazu, dass die notwendigen Temperaturen zur Wasserstofffusion nicht mehr erreicht werden und ein Brauner Zwerg entsteht. Da weder der Verlauf der Entartung der Elektronen noch die Eigenschaften der leichtesten Sterne in allen Aspekten verstanden sind, variieren ältere Literaturwerte zwischen dem 70-fachen und 78-fachen, neuere zwischen dem 72-fachen und dem 75-fachen der Jupitermasse.

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

=== Temperaturtransport ===
Bei Braunen Zwergen und Sternen mit weniger als dem 0,3-fachen der Sonnenmasse bildet sich keine Schalenstruktur aus wie bei schwereren Sternen. Sie sind vollständig [[Konvektion|konvektiv]], das heißt, es findet ein Materietransport vom Kern bis zur Oberfläche statt, der zu einer vollständigen Durchmischung führt und die Temperaturverteilung im gesamten Inneren bestimmt. Untersuchungen der Methanzwerge wie z.&nbsp;B. [[Gliese 229|Gliese 229 B]] legen allerdings die Vermutung nahe, dass bei älteren, kühleren Braunen Zwergen diese Konvektionszone nicht mehr bis zur Oberfläche reicht und sich stattdessen möglicherweise eine den Gasriesen ähnliche [[Atmosphäre (Astronomie)|Atmosphäre]] ausbildet.

=== Größe ===
[[Datei:Dwarf size illust.jpg|miniatur|schematischer Größenvergleich zwischen Sonne, Braunem Zwerg, Jupiter und Erde (v.l., NASA)]]
[[Datei:BrownDwarfs Comparison 01 de.png|mini|400px|right|Größen- und Temperaturvergleich von Planeten, braunen Zwergen und Sternen. Geschätzte relative Größen von [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] und den Braunen Zwergen WISE1828, Gliese 229B und [[Teide 1]] im Vergleich zur [[Sonne]] und einem Roten Zwerg. Quelle: MPIA/V. Joergens.]] 
Die Entartung der Elektronen führt zu einer Massenabhängigkeit des Radius Brauner Zwerge von R&nbsp;~&nbsp;M<sup>−1/3</sup>. Erst unterhalb der Massengrenze der Braunen Zwerge verliert die Entartung an Bedeutung und es stellt sich bei konstanter Dichte eine Massenabhängigkeit von R&nbsp;~&nbsp;M<sup>+1/3</sup> ein. Die schwache reziproke Massenabhängigkeit der Braunen Zwerge führt zu einem über den gesamten Massenbereich annähernd konstanten Radius, der in etwa dem Jupiterradius entspricht, wobei die leichteren Braunen Zwerge größer sind als die Schwereren.

=== Spektralklassen ===
{{Anker|L-Zwerg}}
Die [[Spektralklasse]]n, die für [[Stern]]e definiert sind, sind im engeren Sinne nicht auf Braune Zwerge anwendbar, da es sich nicht um Sterne handelt. Bei Oberflächentemperaturen über 1800 bis 2000&nbsp;K fallen sie bei der Beobachtung jedoch in den Bereich der L- und M-Sterne, da die optischen Eigenschaften nur von der Temperatur und der Zusammensetzung abhängen. Man wendet die Spektralklassen deshalb auch auf Braune Zwerge an, wobei diese allerdings keine direkte Aussage über die Masse, sondern nur über die Kombination von Masse und Alter liefert.

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

{{Anker|T-Zwerg}}
Für die kühleren Braunen Zwerge wie z.&nbsp;B. Gliese 229B mit einer Temperatur von etwa 950&nbsp;K wurde mit dem T-Typ eine weitere Spektralklasse eingeführt, die mit Temperaturen unter etwa 1450&nbsp;K nicht mehr auf Sterne anwendbar ist. Da das Spektrum in diesem Temperaturbereich vor allem von starken Methanlinien geprägt ist, nennt man Braune Zwerge vom T-Typ meist ''Methanzwerge''.

Bis 2011 galt ''[[2MASS J04151954-0935066]]'' als kühlster bekannter Braunen Zwerg. Er weist bei einer Temperatur von 600 bis 750&nbsp;K als T9-Zwerg bereits Abweichungen von den anderen T-Zwergen auf. Vor 2MASS J0415-0935 galt Gliese 570D mit etwa 800&nbsp;K als kühlster bekannter Brauner Zwerg.

{{Anker|Y-Zwerg}}
{{Hauptartikel|Sub-Brown Dwarf}}
2011 wurde dann für extrem kalte Braune Zwerge die Spektralklasse Y eingeführt. Da sie lediglich Oberflächentemperaturen von 25 bis 170&nbsp;°C haben, senden sie kein [[sichtbares Licht]], sondern nur [[Infrarotstrahlung]] aus und sind nur sehr schwierig zu beobachten. Sie wurden daher lange Zeit nur theoretisch vorhergesagt, ehe 2011 die erste Beobachtung durch das Wise-Observatorium gelang.<ref>Michael C. Cushing et al.: ''The Discovery of Y Dwarfs Using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE).'' Submitted June 11 and accepted August 2 for publication in the [[Astrophysical Journal]]</ref><ref>Michael C. Cushing et al.: ''The Discovery of Y Dwarfs Using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE).'' {{arxiv|1108.4678}}</ref> Einer dieser Y-Zwerge, WISE 1828+2650, besitzt nach den Messungen des Satelliten eine Oberflächentemperatur von 27&nbsp;°C.<ref>[http://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20110823.html NASA's Wise Mission Discovers Coolest Class of Stars]</ref> Das 2014 gefundene ''[[WISE 0855−0714]]'' hat sogar eine Oberflächentemperatur von höchstens −13&nbsp;°C<ref name="Luhman 2014-04-21">{{Literatur|arxiv=1404.6501 |Titel= Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun |Autor=Kevin Luhman }}</ref>, wobei aufgrund der geringen Masse (3 bis 10 Jupitermassen) unklar ist, ob es als brauner Zwerg oder [[Objekt planetarer Masse]] einzustufen ist.

=== Veränderlichkeit ===
Die niedrigen Temperaturen in den Atmosphären von Braunen Zwergen mit einem Spektraltyp von spätem L bis T lässt erwarten, dass es zu Wolkenbildungen kommt. In Kombination mit der Rotation der Braunen Zwerge sollte eine veränderliche Leuchtkraft im nahen Infrarot wie bei [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] nachweisbar sein, wobei die Rotationsdauer in der Größenordnung von Stunden liegen dürfte. Im Fall von 2MASS J21392676+0220226 mit einem Spektraltyp T1,5 konnte eine Periode von 7,72 Stunden über mehrere Nächte nachgewiesen werden<ref>{{Literatur|Autor=Jacqueline Radigan, Ray Jayawardhana, David Lafreniere, Etienne Artigau, Mark Marley and Didier Saumon|Titel=Large Amplitude Variations of an L/T Transition Brown Dwarf: Multi-Wavelength Observations of Patchy, High-Contrast Cloud Features|Jahr =2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1201.3403v1}}</ref>. Die Veränderlichkeit der Amplitude von Zyklus zu Zyklus unterstützt die Interpretation, dass es sich um eine Folge einer kontrastreichen Wolkenbildung in der Atmosphäre von Braunen Zwergen handelt. Daneben zeigen Braune Zwerge auch Schwankungen in der Intensität ihrer Radiostrahlung. Von 2MASS J10475385+2124234 mit einem Spektraltypus von T6.5 sind [[Sonneneruption|Flares]] beobachtet worden in Kombination mit einer sehr geringen Grundintensität. Als Ursache dieser Phänomene wird eine magnetische Aktivität angenommen, die aber nicht durch einen [[Alpha-Omega-Dynamo]] angeregt werden kann, da den vollständig konvektiven Braunen Zwergen die notwendige [[Tachocline-Region]] fehlt<ref>{{Literatur|Autor=Peter K. G. Williams, Edo Berger, and B. Ashley Zauderer|Titel=Quasi-Quiescent Radio Emission from the First Radio-Emitting T Dwarf|Jahr =2013|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1301.2321}}</ref>.

== Rotationsperioden ==
Während die Rotationsperiode von Roten Zwergen wahrscheinlich aufgrund von [[UV-Ceti-Stern|magnetischer Aktivität]] mit dem Alter länger wird, wird dieser Zusammenhang bei Braunen Zwergen nicht beobachtet. Alle Braunen Zwerge mit einem Alter von mehr als 10 Millionen bis zu einigen Milliarden Jahren haben Rotationsperioden von weniger als einem Tag und entsprechen in dieser Eigenschaft eher den Gasplaneten als den Sternen<ref>{{Literatur|Autor=Aleks Scholz|Titel=Angular momentum and disk evolution in very low mass systems|Jahr =2013|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1306.5703v1}}</ref>.

== Häufigkeit ==
Es gibt eine einfache Massenfunktion zur Beschreibung der relativen Anzahl von sternähnlichen Objekten bezüglich ihrer Masse, die [[Ursprüngliche Massenfunktion]]. Diese Massenfunktion sollte sich unverändert in den Bereich der schwereren Braunen Zwerge fortsetzen,<ref>{{cite journal
| arxiv = astro-ph/0004386
| title = The Initial Mass Function of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in Young Clusters
| author = K. L. Luhman
| coauthors = G. H. Rieke, Erick T. Young, Angela S. Cotera, H. Chen, Marcia J. Rieke, Glenn Schneider, Rodger I. Thompson
| date = 2000-04-27
| year = 2000
| journal = The Astrophysical Journal #540
| pages = 1016–1040
}}</ref> da zumindest die Anfangsphase des Sternentstehungsprozesses mit dem Kollabieren einer Gaswolke unabhängig von der Art des entstehenden Objekts ist, das heißt, die Wolke kann nicht „wissen“, ob am Ende ein Stern oder ein Brauner Zwerg entsteht. Diese Massenfunktion wird jedoch im Bereich der leichteren Braunen Zwerge Abweichungen zeigen, da zum einen auch die anderen Entstehungsprozesse (''siehe Abschnitt [[#Entstehung|Entstehung]]'') einen Beitrag liefern könnten, und zum anderen nicht viel über die Mindestmassen der Objekte bekannt ist, die bei Sternentstehungsprozessen entstehen können.<ref>{{cite journal
| arxiv = 0708.1764
| title = A discontinuity in the low-mass initial mass function
| author = Ingo Thies
| coauthors = [[Pavel Kroupa]]
| date = 2007-12-10
| year = 2007
| journal = The Astrophysical Journal #671
| pages = 767–780
}}</ref> Eine genaue Bestimmung der Häufigkeit bzw. der Massenfunktion der Braunen Zwerge ist deshalb nicht nur für die Entstehungsprozesse der Braunen Zwerge wichtig, sondern trägt auch zum Verständnis der Sternentstehungsprozesse im Allgemeinen bei.

Seit der Entdeckung von Gliese 229B wurden mehrere hundert Braune Zwerge gefunden, vor allem bei den Sterndurchmusterungen [[Two Micron All Sky Survey|2MASS]] ({{lang|en|2 Micron All Sky Survey}}),<ref>{{cite web
| url = http://www.ipac.caltech.edu/2mass/overview/ldwarfs.html
| title = Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in 2MASS
| accessdate = 2009-11-17
| publisher = University of Massachusetts, California Institute of Technology
}}</ref> [[DENIS]] ({{lang|en|DEep Near Infrared Sky survey}}) und [[Sloan Digital Sky Survey|SDSS]] ({{lang|en|Sloan Digital Sky Survey}}) sowie bei intensiven Durchmusterungen von Offenen Sternhaufen und Sternentstehungsgebieten.

=== Nachweismethoden ===
Braune Zwerge haben eine sehr niedrige Leuchtkraft und sind deshalb schwierig zu beobachten, in frühen Entwicklungsstadien sind sie zudem leicht mit [[Roter Zwerg|Roten Zwergen]] zu verwechseln. Für den eindeutigen Nachweis von Braunen Zwergen bestehen mehrere Möglichkeiten:

; 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<sup>−4</sup>-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.&nbsp;B. in Sternhaufen. Diese Methode wurde bei den ersten Anläufen zum Nachweis Brauner Zwerge in den 1980ern angewandt und hat sich als sehr unzuverlässig erwiesen, bei den meisten gefundenen Kandidaten konnte später eine falsche Entfernungsbestimmung nachgewiesen werden.
; Temperatur
: Der Leuchtkraft L kann über das [[Stefan-Boltzmann-Gesetz]] eine effektive Oberflächentemperatur ''T''<sub>eff</sub> zugeordnet werden mit ''T''<sub>eff</sub> ~ ''L''<sup>1/4</sup>, die sich jedoch deutlich weniger ändert als die Leuchtkraft. Die Temperatur kann jedoch sehr leicht aus dem [[Linienspektrum|Spektrum]] des Objekts bestimmt werden. Ist die gemessene Temperatur signifikant niedriger als die Minimaltemperatur von etwa 1800&nbsp;K bei Sternen, kann es sich nur um Braune Zwerge handeln.
; Masse
: Bei Doppelsystemen mit einem Braunen Zwerg kann man die Masse über die Vermessung der Bewegung um den gemeinsamen Schwerpunkt bestimmen, auch wenn der Braune Zwerg selbst nicht beobachtet werden kann, eine Situation, wie sie ähnlich auch bei [[Exoplanet]]en besteht. Die direkte Bestimmung der Masse ist die einzige Möglichkeit, junge Braune Zwerge an der oberen Massegrenze nachzuweisen.
; Methan
: In der Atmosphäre Brauner Zwerge können sich komplexere Moleküle, vor allem [[Methan]], bilden. Da dies in Sternatmosphären nicht möglich 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 kühlen Braunen Zwerg vom T-Typ.
; Lithium
: Der Nachweis von neutralem Lithium im Spektrum bietet eine sehr gute Möglichkeit, 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.<ref>{{cite journal
| bibcode = 1996ApJ...458..600B
| title = Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars
| author = Basri, Gibor
| coauthors = Marcy, Geoffrey W.; Graham, James R.
| year = 1996
| journal = Astrophysical Journal
| pages = v.458, S. 600.
}}</ref>

==== Lithiumtest ====
Bei Massen von mehr als dem 65-fachen der Jupitermasse wird [[Lithium]]-7 in [[Helium]]-4 umgesetzt. Durch diesen Prozess ist bei sehr leichten Sternen der Lithiumvorrat nach etwa 50 Millionen Jahren aufgebraucht, bei Braunen Zwergen verlängert sich diese Zeitspanne auf bis zu 250 Millionen Jahre. Da leichte Sterne genau wie Braune Zwerge vollständig konvektiv sind, nimmt die Lithiumhäufigkeit im Gegensatz zu schwereren Sternen wie z.&nbsp;B. der Sonne nicht nur im Fusionsbereich des Kerns ab, sondern kann direkt an der Oberfläche beobachtet werden.
Der Lithiumnachweis allein liefert aber kein eindeutiges Ergebnis, zum einen ist Lithium auch in sehr jungen Sternen nachweisbar, zum anderen ist bei älteren Braunen Zwergen mit Massen von mehr als dem 65-fachen der Jupitermasse kein Lithium mehr nachweisbar.

Kann man jedoch in einem sternähnlichen Objekt mit einer Temperatur von weniger als 2800&nbsp;K ausgeprägte Lithium-7-Linien nachweisen, handelt es sich eindeutig um einen Braunen Zwerg. Die Linien des neutralen Lithiums liegen zudem im roten [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektralbereich]] und sind deshalb auch mit irdischen [[Teleskop]]en sehr gut zu untersuchen. Durch die gute Nachweisbarkeit hat sich diese Methode als Standard zum Nachweis Brauner Zwerge etabliert.<ref>{{cite journal
| bibcode = 1998ASPC..134..394B
| title = The Lithium Test for Young Brown Dwarfs
| author = Basri, Gibor
| year = 1998
| journal = ASP Conference Series #134
}}</ref>

=== Verteilung ===
==== Sternhaufen ====
Es wurden bereits viele Braune Zwerge in jungen [[Offener Sternhaufen|Sternhaufen]] wie z.&nbsp;B. den [[Plejaden]] nachgewiesen, aber es ist bisher noch kein Haufen komplett durchsucht worden. Zudem sind in diesen Bereichen viele weitere Kandidaten bekannt, deren Zugehörigkeit zu den Braunen Zwergen bzw. dem Sternhaufen selbst noch nicht geklärt sind. Erste Analysen sind im Rahmen der Fehlerabschätzung mit der stellaren Massenfunktion vereinbar, jedoch gibt es teilweise starke Abweichungen. Es ist noch zu früh, um daraus eindeutig auf eine veränderte Massenfunktion im Bereich der Braunen Zwerge zu schließen.

==== Sternentstehungsgebiete ====
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. Ein weiteres Problem in diesen Regionen ist der hohe Staubanteil, der durch hohe [[Extinktion (Astronomie)|Extinktionsraten]] die Beobachtung erschwert. Die hier angewendeten Methoden sind stark modellabhängig, deshalb sind erst sehr wenige Kandidaten zweifelsfrei als Braune Zwerge bestätigt. Die bisher abgeleiteten Massenfunktionen weichen zum großen Teil sehr stark von der stellaren Massenfunktion ab, sind jedoch noch mit hohen Fehlern behaftet.

==== Doppelsysteme ====
Bei Systemen mit Braunen Zwergen bietet sich nach ersten Ergebnissen der Sterndurchmusterungen folgendes Bild:
* Bei vollständigen Durchmusterungen der F- bis M0-Sterne in der Sonnenumgebung wurden nur einige Braune Zwerge in engen Doppelsystemen mit einem Abstand von weniger als drei [[Astronomische Einheit|Astronomischen Einheiten]] (AE) gefunden, während diese Abstände bei 13 Prozent der [[Doppelstern]]systeme auftreten; diese Beobachtung wird in der Literatur meist als ''Brown Dwarf Desert'' beschrieben.<ref>{{cite journal
| arxiv = astro-ph/0412356
| title = How Dry is the Brown Dwarf Desert?: Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs and Stellar Companions around Nearby Sun-like Stars
| author = Daniel Grether
| coauthors = Charles H. Lineweaver, Richard S. Freedman
| date = 2005-12-13
| year = 2006
| journal = Astrophysical Journal #640
| pages = 1051–1062
}}</ref> Bei sehr weiten Abständen über 1000&nbsp;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, bei denen es sich vermutlich zum großen Teil um Braune Zwerge handelt, haben einen weiteren Braunen Zwerg als Begleiter, es wurden jedoch keine [[Doppelstern|Doppelsysteme]] mit einem Abstand von mehr als 20&nbsp;AE gefunden.

Obwohl die Zahlenwerte der Ergebnisse noch sehr unsicher sind, gilt ein grundlegender Unterschied zwischen den beiden Systemen F-M0-Stern/Brauner Zwerg und L-Zwerg/Brauner Zwerg als sicher. Die Ursachen liegen vermutlich im Entstehungsprozess der Braunen Zwerge, vor allem die Anhänger der „verstoßenen Sternembryos“, das heißt der Entstehung in einem Mehrfachsystem und dem Hinauskatapultieren in einer frühen Entwicklungsphase, betrachten diese Verteilungen als natürliche Konsequenz dieser Theorie.

==== Isolierte Braune Zwerge ====
Die 2MASS- und DENIS-Durchmusterungen haben bereits Hunderte Brauner Zwerge gefunden, obwohl die Durchmusterungen noch nicht abgeschlossen sind. Erste Analysen deuten darauf hin, dass sich die stellare Massenfunktion sehr weit in den Bereich der Braunen Zwerge fortsetzt. Der Entstehungsprozess der Braunen Zwerge, mit Ausnahme der sehr leichten, scheint also sehr eng mit den Sternentstehungsprozessen zusammenzuhängen, die deshalb vermutlich auch die Population der Braunen Zwerge erklären.

== Altersbestimmung junger Sternhaufen ==
Der Lithiumtest liefert für Sternhaufen als „Nebeneffekt“ eine Massengrenze, bis zu der Lithium nachgewiesen werden kann und die {{lang|en|''[[Lithium Depletion Boundary Technique|lithium depletion boundary]]''}} genannt wird. Mit dieser Masse kann man das Alter des Haufens bestimmen. Diese Methode funktioniert jedoch nur, wenn der Haufen jünger als etwa 250 Millionen Jahre ist, da diese Massengrenze sonst konstant bei dem 65-fachen der Jupitermasse liegt.

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 für weitere Sternhaufen, unter anderem für [[Mirfak|α Persei]] und IC 2391. Obwohl Braune Zwerge in größeren Entfernungen nur schwierig nachweisbar sein werden und der Lithiumtest nur bei sehr jungen Haufen zur Altersbestimmung anwendbar ist, ermöglicht diese Methode trotzdem eine sehr gute Eichung anderer Datierungsmethoden<!-- (''siehe [[Hauptreihen-Cutoff]]'')-->.

== Geschichte ==
''[[Shiv Kumar]]'' stellte 1963 erstmals Überlegungen an, dass beim Entstehungsprozess der Sterne auch Objekte entstehen könnten, die aufgrund ihrer niedrigen Masse nicht die zur Wasserstofffusion erforderliche Temperatur erreichen,<ref name=Kumar1963>{{cite journal|last=Kumar|first=S.|title=The Structure of Stars of Very Low Mass|journal=Astrophysical Journal|volume=137|pages=1121|date=1963|doi=10.1086/147589}}</ref> der Name ''Brauner Zwerg'' wurde jedoch erst 1975 durch ''[[Jill Tarter]]'' vorgeschlagen.<ref name=JillTarter2014>{{cite web|last=Tarter|first=Jill|chapter=Brown Is Not a Color: Introduction of the Term ‘Brown Dwarf’|pages=19–24|chapter-url=http://link.springer.com/chapter/10.1007/978-3-319-01162-2_3 |editor-last=Joergens|editor-first=Viki|title=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research |series=Astrophysics and Space Science Library |volume=401|publisher=Springer|publication-date=2014 |ISBN=978-3-319-01162-2 |url=http://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5| accessdate=2014-08-19| offline= }}</ref> Der Name ist zwar im eigentlichen Sinne nicht richtig, da auch Braune Zwerge rot erscheinen, aber der Begriff [[Roter Zwerg]] war schon für die leichtesten Sterne vergeben.

In den 1980ern wurden verschiedene Anläufe unternommen, diese hypothetischen Körper zu finden, aber erst 1995 wurde mit [[Gliese 229]] B der erste Braune Zwerg zweifelsfrei nachgewiesen. Entscheidend hierfür waren zum einen deutliche Fortschritte in der Empfindlichkeit der Teleskope, zum anderen wurden aber auch die theoretischen Modelle verbessert, die eine bessere Unterscheidung zu schwach leuchtenden Sternen ermöglichten. Innerhalb weniger Jahre wurden mehrere hundert Braune Zwerge nachgewiesen, die Anzahl weiterer möglicher Kandidaten liegt ebenfalls in dieser Größenordnung.
Die sonnennächsten Braunen Zwerge (2017) bilden das [[Luhman 16]]-Doppelsystem in 6,6 Lichtjahren Entfernung.

Die Untersuchung der Braunen Zwerge steht noch am Anfang, hat aber, vergleichbar der Öffnung neuer Beobachtungsfenster oder der Entdeckung anderer neuer Effekte, bereits heute viel zu unserem Wissen und Verständnis des Universums beigetragen.

== Siehe auch ==
* [[Gelber Zwerg]]
* [[Roter Zwerg]]
* [[Liste Brauner Zwerge]]

== Literatur ==
* Ben R. Oppenheimer, S. R. Kulkarni, John R. Stauffer: ''Brown Dwarfs.'' In: ''Protostars and Planets.'' Band 4. University of Arizona Press, Tucson 1999, Academic Press, San Diego Cal 2000 (gute und sehr umfangreiche Übersicht des Wissensstandes von 1998, {{arxiv|astro-ph/9812091}}).
* Shiv S. Kumar: ''The Bottom of the Main Sequence and Beyond. Speculations, Calculations, Observations, and Discoveries (1958-2002).'' In: ''[[Astronomical Society of the Pacific|ASP]] Conference Series.'' Band 30. Astronomical Society of the Pacific, San Francisco 2002, {{ISSN|1080-7926}} (Ausführliche Schilderung über die wissenschaftliche Akzeptanz in den 1960ern, {{arxiv|astro-ph/0208096}}).
* Gilles Chabrier: ''The Physics of Brown Dwarfs.'' In: ''Journal of physics.'' Condensed Matter. Band 10, 1998, {{ISSN|0953-8984}}, S. 11263 (PDF, physikalische Theorie der Braunen Zwerge, sehr formellastig, {{arxiv|astro-ph/9902015}}).
* Bo Reipurth, Cathie Clarke: ''The Formation of Brown Dwarfs as Ejected Stellar Embryos.'' In: ''The Astronomical Journal.'' 2001, {{ISSN|0004-6256}}, S. 432–439 (Grundlagen und Diskussion dieses Entstehungsmodells,{{arxiv|astro-ph/0103019}}).
* Ray Jayawardhana, Subhanjoy Mohanti, Gibor Basri: ''Evidence for a T Tauri Phase in Young Brown Dwarfs.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 592, 2003, S. 282–287 {{ISSN|0571-7248}} ({{arxiv|astro-ph/0303565}}).
* Coryn Bailer-Jones, Wolfgang Brandner, Thomas Henning: ''Braune Zwerge. Entstehung, Scheiben, Doppelsysteme und Atmosphären.'' In: ''[[Sterne und Weltraum]].'' Band 45, Nr. 2, 2006, {{ISSN|0039-1263}}, S. 34–42.
* I. N. Reid, S. L. Hawley: ''New Light On Dark Stars – Red Dwarfs, Low-Mass Stars, Brown Dwarfs.'' 2. Auflage. Springer, Berlin 2005, ISBN 3-540-25124-3.
* Viki Joergens (Hrsg.): ''50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research.'' In: ''Astrophysics and Space Science Library.'' Band 401. Springer, 2014, ISBN 978-3-319-01162-2, http://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5.

== Weblinks ==
{{Commons|Brown dwarf|Brauner Zwerg}}
* [http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/lexdt_b06.html#bz Braune Zwerge]
* {{Webarchiv | url=http://www.wienerzeitung.at/Desktopdefault.aspx?TabID=3946&Alias=wzo&lexikon=Astronomie&letter=A&cob=5309 | wayback=20070311194726 | text=Die gescheiterten Sterne – Braune Zwerge, ein Ärgernis für die astronomische Taxonomie}}
* [http://astron.berkeley.edu/~basri/bdwarfs Brown Dwarfs] (englisch, Linksammlung von Gibor Basri)
* [http://www.stsci.edu/~inr/ldwarf3.html M dwarfs, L dwarfs and T dwarfs] (englisch)
* {{Alpha Centauri|41}}
* Th. Bührke: [http://www.mpg.de/8317044/W002_Physik-Astronomie_046-051.pdf ''Nicht Stern – Nicht Planet.''] In: ''MaxPlanckForschung'' 2/2014
* [http://www.weltderphysik.de/gebiet/astro/sterne/braune-zwerge/ Podcast von Welt der Physik über Braune Zwerge]

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Lesenswert|13. September 2009|64451832}}

[[Kategorie:Brauner Zwerg| ]]
[[Kategorie:Sternklasse]]