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42 III. Wissenschaftliche Arbeiten ment Wasserstoff ist). Dadurch entstehen sehr charakteristische Spektren, die in zwei breite Spek-tralklassen unterteilt wurden. Die erste Klasse, »L« genannt, ist durch Metallhydrid-Linien (z.B. CrH und FeH) und neutrale Alkalimetalle (Na, K, Rb, Cs) in ihren roten optischen Spektren (0.6 –1.0 mm) gekennzeichnet. Die zweite Klasse, »T«, kann durch starke Wasser- und insbesondere Methanbanden im nahen Infrarotspektrum (1–2.5 mm) identifiziert werden. Gl 229B ist der Prototyp der T- Zwerge. Die Zuordnung von Effektivtemperaturen zu diesen Spektralklassen ist wegen der komplexen Chemie und der möglichen Dynamik in ihren Atmosphären schwierig, wie später noch besprochen werden wird. Aber in groben Zügen überdecken die L-Zwerge den Temperaturbereich von 2100 bis 1300 K und die T-Zwerge den von 1300 bis 600 K. »L«- und »T«-Typen sind damit die kühlere Fortsetzung der bekannten Spektralklassensequenz OBAFGKM. (Bei der Beschreibung ihrer spektralen Abb. III.1.3: Spektren ultrakühler Zwerge im nahen Infrarot. Die Spektralklassensequenz wird von oben nach unten durchschritten, von den späten M-Zwergen (M6) zu den späten L-Zwergen (L7). Ultrakühle Zwerge geben den Großteil ihrer Strahlung zwischen 1 und 2.5 mm ab. Markante Molekülbanden sind gekennzeichnet. (Aus Leggett et al. ApJ, 548, 908, 2001). Relativer spektraler Fluss F l TiO H 2 O Na FeH K K H2O H 2 O Energieverteilung bezeichnen wir M-, L- und T-Zwerge gemeinsam als »ultrakühle Zwerge«. Welcher Masse eine bestimmte Spektralklasse entspricht – d.h. ob es ein massearmer Stern oder ein Brauner Zwerg ist – hängt vom Alter ab. Der Grund hierfür ist, dass Braune Zwerge sich mit der Zeit abkühlen und somit beim Altern immer spätere Spektraltypen erreichen.) Wie durch das Fehlen eines merklichen nuklearen Brennens definiert, besitzen Braune Zwerge Massen von weniger als etwa 0.075 M Sonne (entsprechend etwa 80 M Jupiter ). Bei noch geringeren Massen erreicht man den Bereich der extrasolaren Planeten, von denen inzwischen rund 150 entdeckt wurden. Ihre Massen liegen zwischen der des Saturn und mehreren Jupitermassen. Bedeutet dies, dass es ein Kontinuum zwischen Planeten und Sternen gibt? Ja und nein. Jedes gasförmige Objekt, das kein Wasserstoffbrennen zünden kann, nennen wir ein »Objekt substellarer Masse«. Planeten wie Braune Zwerge sind demnach Objekte substellarer Masse. Allgemein wird ein Planet definiert als Körper, der sich in einer Akkretionsscheibe um einen Stern aus den vom Sternentstehungsprozess übrig gebliebenen Trümmern bildet. Sterne andererseits bilden sich beim Kollaps einer Gaswolke im interstellaren Medium. Objekte, die auf diese Weise entstanden, aber zu wenig Masse H 2 O LHS 429 M7 LHS 2065 M9 LP 944 – 20 M9 DNS 1058 L3 DNS 1228AB L5 DNS 0205AB L7 CO H2O 1 1.5 2 2.5 Wellenlänge [µm]
esitzen, um nukleares Wasserstoffbrennen zu zünden, würden wir Braune Zwerge nennen. Die zweckmäßigste Unterscheidung zwischen einem Planeten und einem Braunen Zwerg besteht daher nicht in seinen Eigenschaften oder in seiner Masse, sondern in der Art und Weise, wie er entstand. Bisher wissen wir noch nicht, welches die kleinste Masse ist, die durch den Sternentstehungsprozess gebildet werden kann: Es könnte durchaus sein, dass einige Braune Zwerge geringere Massen haben als die massereichsten Planeten, d.h. dass sich die Massenfunktionen von Braunen Zwergen und Planeten überschneiden. Wie wir im Folgenden erkunden werden, gibt es in der Tat zahlreiche neue Ideen und Theorien über die Entstehung Brauner Zwerge. Der Ursprung Brauner Zwerge Für die Entstehung Brauner Zwerge wurden mindes- tens vier verschiedene Mechanismen vorgeschlagen: dynamische Ausstoßung eines stellaren Embryos aus sei- nem Molekülwolkenmutterkern durch gravitative Wechselwirkungen; opazitätsbegrenzte Fragmentation einer durch Stoßwellen komprimierten Gasschicht; gravitative Instabilitäten in Scheiben; Verdampfung kleiner Wolkenkerne in Entstehungsgebieten massereicher Sterne. Doch Braune Zwerge entstehen nicht notwendigerweise nur durch einen dieser Prozesse. So könnte die Auflösung von Akkretionshüllen um protostellare Kerne geringer Masse in Gebieten wie dem Kern des Orionnebel-Haufens – wo es genügend massereiche Sterne gibt, die die erforderliche intensive Ultraviolettstrahlung aussenden – ein funktionierender Entstehungsmechanismus sein. Doch in Regionen wie dem Taurus-Auriga-Sternent-stehungsgebiet, wo es keine massereichen Sterne gibt, wäre Verdampfung keine Erklärung für die Entstehung Brauner Zwerge. Als Jugendliche aus dem Nest geworfen Die Suche nach einem universelleren Bildungsmechanismus für Braune Zwerge führte Bo Reipurth (University of Hawaii) und Cathie Clarke (University of Cambridge) zu dem Vorschlag, dass es sich bei Braunen Zwergen um substellare Objekte handelt, weil sie aus kleinen neugeborenen Vielfachsternsystemen ausgestoßen wurden, die durch dynamische Wechselwirkungen zerfallen sind. Das heißt, Braune Zwerge sind gescheiterte Sterne, da der Akkretionsprozess unterbrochen wurde, ehe sich ein Kern mit genügend Masse bilden konnte, um Wasserstoff zu zünden. In einem kleinen Vielfachsternsystem konkurrieren die verschiedenen Mitglieder um die einfallende Materie, und dasjenige, das am langsamsten wächst, wird am ehesten herausgeschleudert. Doch selbst wenn die Mitglieder fast gleiche Massen haben, sind diese Systeme so instabil, dass unweigerlich ein Mitglied zu III.1 Braune Zwerge – Entstehung, Scheiben, Doppelsterne und Atmosphären 43 einem frühen Zeitpunkt, wenn es noch eine sehr geringe Masse hat, hinausgeschleudert wird. Dieser Mechanismus hat jüngst viel Aufmerksamkeit erregt, da er möglicherweise erklärt, warum Braune Zwerge so selten als enge Begleiter normaler Sterne vorkommen, warum es keine weiten BZ-Doppelsterne gibt, und warum das untere Ende der ursprünglichen Massenfunktion abgeflacht ist. Natürlich müssen sich die substellaren Kerne selbst noch vor dieser Ausstoßung bilden. Hydrodynamische Simulationen deuten darauf hin, dass dies in gravitativ instabilen Scheiben oder kollabierenden Filamenten geschieht. Im Rahmen seiner Doktorarbeit untersuchte Stefan Umbreit mit Hilfe statistischer N-Körper-Simulationen den dynamischen Zerfall nicht-hierarchischer Dreifachsysteme als Bildungsmechanismus für Braune Zwerge. Er konnte zeigen, dass Akkretion und nachfolgende Schrumpfung von Dreifachsystemen die Geschwindigkeiten im Vergleich zu nichtakkretierenden Systemen deutlich anwachsen lässt und die Ausstoßung noch wahrscheinlicher macht. Überdies sind die Simulationen mit der beobachteten Verteilung der großen Halbachsen in einer volumenbegrenzten Stichprobe von Doppelten Braunen Zwergen vereinbar (Abb. III.1.4). Dynamische Ausstoßung ist ein gewaltsamer Vorgang. Daher erwartet man, dass auf diese Weise entstandene Braune Zerge keine massereiche Scheiben zurückbehalten. Ebenso wäre es schwierig, sehr weite Doppelsysteme Abb. III.1.4: Verteilung der großen Halbachsen bei Doppelsystemen mit Braunen Zwergen, wie sie sich aus unseren Simulationen zerfallender Dreifachsysteme ergibt (akkretierendes Gas in Ruhe). Diese wird verglichen mit der von Bouy et al. (2003) beobachteten Verteilung. Beide Verteilungen stimmen sehr gut überein, da beide ein Maximum bei etwa demselben Wert von a = 3 AE haben und in etwa den gleichen Grad an Asymmetrie um diesen Wert zeigen. Wahrscheinlichkeitsdichte 0.4 0.3 0.2 0.1 0 Entdeckungslimit Bouy et al. (2003); Volumen begrenzt 1 (dM /dt) RC ; Gas in Ruhe 0 2 4 6 8 10 Große Halbachse [AE ]
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