Das Jahr 2012

Braune Zwerge haben eine sehr niedrige Leuchtkraft und sind deshalb schwer zu beobachten, in frühen Entwicklungsstadien sind sie zudem leicht mit 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 10−4-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. 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 Teff zugeordnet werden mit Teff ~ L1/4, die sich jedoch deutlich weniger ändert als die Leuchtkraft. Die Temperatur kann jedoch sehr leicht aus dem Spektrum des Objekts bestimmt werden. Ist die gemessene Temperatur signifikant niedriger als die Minimaltemperatur von etwa 1800 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 Exoplaneten 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.[13]

Lithiumtest [Bearbeiten]

Bei Massen von mehr als 65 Jupitermassen 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. 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 65 Jupitermassen kein Lithium mehr nachweisbar.

Kann man jedoch in einem sternähnlichen Objekt mit einer Temperatur von weniger als 2800 K ausgeprägte Lithium-7-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.[14]
Verteilung [Bearbeiten]
Sternhaufen [Bearbeiten]

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 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 [Bearbeiten]

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 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.