Braune Zwerge
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Braune Zwerge Gliederung 1. Was ist ein Brauner Zwerg? Definition, Physik, Entwicklung, Aufbau, Spektralklassen 2. Suche Kriterien zur Unterscheidung, Suche in Sternhaufen, im Feld, als Begleiter massearmer Sterne Definition Objekte unter 80 Jupitermassen (HBML) können keinen Wasserstoff fusionieren bis ca. 60 MJ Lithiumbrennen möglich: bis ca. 13 MJ Deuteriumbrennen möglich: Definition deshalb häufige Definition für einen Braunen Zwerg: 13 MJ < M < 80 MJ Definition über Entstehung schwierig, da (noch) nicht richtig erforscht Innere Physik Hauptreihensterne: Thermische Energie und die Gravitationsenergie halten sich die Waage: Dichte steigt bei abfallender Masse Innere Physik Braune Zwerge: können Gasdruck nicht aufrechterhalten, da kein p-p-Brennen Aber: hohe Dichten im Innern Entartungsdruck der Elektronen stabilisiert Braune Zwerge Innere Physik Energiedichte der des entarteten Elektronengases ist Braune Zwerge haben ähnliche Radien (im Bereich 1 RJ) Innere Physik Im Kern: Entwicklung Lithium- und Deuteriumbrennen reichen nicht aus, um stabile Brennphase zu gewährleisten Braune Zwerge strahlen thermische Energie ab, und kühlen aus Entwicklung Blau: Rote Zwerge Grün: Braune Zwerge Rot: Planeten Aufbau Energietransport durch Konvektion tiefenunabhängige chemische Zusammensetzung Bei sehr kühlen BZ wahrscheinlich Bildung von Staubwolken in oberen Schichten (dann nicht mehr voll konvektiv) Aufbau Sonne R. Zwerg B. Zwerg Jupiter Lithiumhäufigkeit (Plejaden) Einordnung in Spektralklassen Braune Zwerge lassen sich in folgende Spektralklassen einordnen: 1. M-Zwerge (ab M7, 2800K) (BZ,VLMS) 2. L-Zwerge (2100K-1300K) (BZ,VLMS) 3. T-Zwerge (1300K-800K) (nur BZ) ( 4. Y-Zwerge (T<800K) ) M- und L- Spektren, optisch - Größter Fluss im Nahinfrarot (1-2µm) -bei M L verschwinden Metalloxide, Hydride werden stärker - neutrale Alkalimetalle - Wasserabsorptionsbanden L-Spektren, Nahinfrarot -Wasser dominiert -CO Absorption Helligkeit im J-Band (1,25µm) über Spektralklasse Beim Übergang L T nimmt Helligkeit zu; wahrscheinlich Auflösung von Staubwolken T-Spektrum (GL229B) - Cäsium - Wasser - Methan Suche-geschichtlicher Abriss bereits 1963 sagt Kumar BZ voraus 80´er Jahre: Entwicklung von z.B. CCDCameras, Infrarot-Array-Cameras, Coronographen viele Kandidaten, keine eindeutigen Beweise für Substellarität 1992 wird Li-Test vorgeschlagen Suche-geschichtlicher Abriss 1995: Teide1, Calar3 1995 PPl15 Li-Test positiv 1995: Gl229B wird gefunden 1995-2007: insgesamt ca. 600 Braune Zwerge und Kandidaten gefunden Unterscheidung von Roten Zwergen 1. durch Lithium-Test 2. Massenbestimmung 3. durch Spektralanalyse (Teff , L, Linien) 1. Lithium-Test Wiederholung: Braune Zwerge - sind voll konvektiv - verbrennen kein Lthium Lithium-Linie bei 670,8 nm 1: Eindeutig Brauner Zwerg 3 1 2: Falsches "Nein" 2 3: keine Unterscheidung zwischen BZ und RZ Nebenprodukt: Lithium-Dating Prinzip: Auftragen von Effektivtemperatur gegen Lithiumhäufigkeit Lithium-depletion-boundary 2. Massenbestimmung (spektroskopische Doppel-BZ) Bedeckendes Doppelsternsystem von BZ im OrionNebel, 2006 entdeckt 2. Massenbestimmung (spetroskopische Doppel-BZ) max max 3 P (v1,rad + v2,rad ) m1 + m2 = 2πG sin 3 i max m1 v1,rad = max ⇒ Massenverhältnis m2 v2,rad M1=0.054 +/- 0.005MS M2=0.034 +/- 0.003MS 2. Massenbestimmung (visuelle Doppel-BZ) 2 3 4π a M= • 2 G P M1=89 MJup M2=68,1 MJup 3. Spektralanalyse Bestimmung von O.-Temperatur L<10-4Ls (1800K), bei unbekanntem Alter ab bestimmter Temperatur bei bek. Alter bei T>1800K und unbek. Alter Feinanalyse Suche Braune Zwerge in offenen Sternhaufen im Feld als Begleiter massearmer Sterne Suche in offenen Sternhaufen Vorgehen: 1. Aussuchen von geigneten Wellenlängen (Farbgradienten) 2. Infrarotphotometrie 3. Eintragen ins FHD 4. Isolieren von Kandidaten Suche in offenen Sternhaufen Beispiel: Plejaden, Zentralregion, 1 Quadratgrad Suche in offenen Sternhaufen Anschließend: Spektroskopie Prüfen der Zugehörigkeit (Radialgeschwindigkeit) Verifizierung,ob es ein BZ ist (Li-Test,Spektrum) Suche im Feld viel schwieriger als im Sternhaufen, da keine "Hauptreihe" vorhanden wegen unterschiedlicher Entfernungen der Sterne erstellt man Zweifarbendiagramme und keine FHD Beispiele: 2MASS,DENIS, SDSS (generelle Surveys) Suche im Feld Vorgehensweise: 1. Messung (Infrarotphotometrie, Abscannen von Himmelsbereichen) 2. Aussuchen von geeigneten Wellenlängen (Farbgradienten) 3. Auswertung (Zweifarbendiagramme) Suche im Feld DEep-Near-Infrared-Survey Suche im Feld Braune Zwerge als Begleiter massearmer Sterne kleine Massenverhältnisse viel häufiger als große weniger Streulicht vom lichtstärkerem Begleiter auflösbar 2 Typen spektroskopisch Braune Zwerge als Begleiter massearmer Sterne Braune Zwerge als Begleiter massearmer Sterne -SCR 18456357B -ca. 700K -13 Ly -4,5 AU Quellen - www.mpia.de/homes/calj/ss2005_bds.html - www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2004/pr-16-04.html - Annu.Rev.Astron.Astrophys.200.38:485-519 - http://astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/ (incl. Links) - http://en.wikipedia.org/wiki/Brown_dwarf - www.mpia.de/homes/calj/SuW0604-S34-BDs.pdf - Astron. Society of the Pacific Conference Series Vol. 134 (1998) Quellen - B.R. Oppenheimer et al. "Brown Dwarfs" (1998) - Luhman, Joergens et al. 2007, Protostars & Planets V review article
