Braune Zwerge

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