V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie

44 III. Wissenschaftliche Arbeiten
Brauner Zwerge auf diese Weise zu bilden (da derartig
schwach gebundene Systeme beim Ausschleudern eher
auseinandergerissen würden).
Um dies zu überprüfen, wurden mit Hilfe der N-Körper-
Simulationen die Dichteprofile und die Lebensdauer von
Scheiben um Braune Zwerge vorhergesagt. Die Frage ist,
ob man sehr enge BZ-Doppelsterne durch Ausstoßung
bilden und doch genügend große Scheiben um die einzelnen
ausgestoßenen Braune Zwerge zurückbehalten kann,
um sie in einem typischen Alter von 1–5 Millionen Jahren
beobachten zu können. Die Simulationen haben ergeben,
dass die Scheiben direkt nach einer nahen Begegnung (die
zur Ausstoßung führt) stark gestutzt sind und ihre Größe
sehr gering ist, meistens unter 5 AE. Außerdem liegen die
Scheibenmassen gewöhnlich unter einer Jupitermasse.
Aufgrund der allgemein niedrigen Akkretionsraten von
BZ-Scheiben sollten jedoch mindestens 12 % dieser
Scheiben sehr geringer Masse länger als 1 Million Jahre
überleben. Daher sollte der Anteil der Braunen Zwerge
mit Scheiben unter den jüngsten BZ zwar gering aber
nicht vernachlässigbar sein; überdies sollte er größer sein,
wenn sich weite BZ-Doppelsysteme bilden können. Diese
Vorhersage kann durch Beobachtungen überprüft werden.
Zusätzlich zu den Eigenschaften der Scheiben und
der Doppelstern-Statistik kann man Hinweise auf das
Ausstoßungs-Szenarium auch durch die Beobachtung
des kinematischen Verhaltens von Braunen Zwergen in
jungen Assoziationen und Sternentstehungsgebieten erhalten.
Wenn das Ausstoßungs-Szenarium den wichtigsten
Entstehungsmechanismus darstellt, würden wir auch erwarten,
dass man Braune Zwerge in der Nähe massearmer
Protosterne (so genannter Objekte der Klasse 0) beobachtet.
Scheiben um Braune Zwerge
Einen Hinweis auf die Natur und die Entstehung von
Braunen Zwergen könnte die offenbare Ähnlichkeit junger
Brauner Zwerge mit klassischen T-Tauri-Sternen (die
Vorhauptreihenphase massearmer Sterne) liefern. Jüngste
spektroskopische Durchmusterungen weisen darauf hin,
dass junge Braune Zwerge bis hinab zu Massen nahe der
Grenze für Deuteriumbrennen (13 M Jupiter ) T-Tauri-ähnliche
Scheibenakkretion zeigen, wobei Strahlung in der
Ha-Linie als Indikator für Akkretion dient. Allgemein
scheint die Akkretionsrate sehr rasch mit der Masse
abzufallen (die Akkretionsrate ist in etwa proportional
zu M 2 ) und mit dem Alter deutlich abzunehmen. Die gemessenen
Akkretionsraten betragen manchmal nur 10 –12
M Sonne /Jahr. Die Tatsache, dass es über die Massengrenze
für Wasserstoffbrennen hinweg keine Diskontinuität
in der Beziehung zwischen den Akkretionsraten und
Masse gibt, deutet auf einen gemeinsamen Scheiben-
Akkretionsprozess für Braune Zwerge und klassische
T-Tauri-Sterne hin, bei dem möglicherweise auch
Magnetfelder eine entscheidende Rolle spielen.
Der nächste Schritt ist, nach direkten Anzeichen für
Scheiben um Braune Zwerge zu suchen und ihre Massen
zu bestimmen. Wie bei den T-Tauri-Sternen hat man
erste Hinweise auf Scheiben um Braune Zwerge bei
Durchmusterungen im nahen Infarot erhalten, die einen
Strahlungsüberschuss über das erwartete photosphärische
Niveau hinaus anzeigen. Ein noch besserer Indikator ist
erhöhte Emission bei Wellenlängen um 10 mm, erzeugt
durch warmen zirkumstellaren Staub. Der erste Nachweis
von Braunen Zwergen bei diesen Wellenlängen geschah
durch ISOCAM-Breitbandbeobachtungen in den Sternentstehungsgebieten
Chamaeleon I und Rho Ophiuchi, die
mit dem Infrared Space Observatory durchgeführt wurden.
Zusammen mit unseren früheren Studenten Daniel
Apai und Ilaria Pascucci (jetzt an der University of
Arizona) sowie Michael Sterzik von der ESO haben wir
mit Hilfe bodengebundener Teleskope nach der Strahlung
Brauner Zwerge im mittleren Infrarotbereich gesucht, insbesondere
nach der charakteristischen Emissionsbande
von Silikaten bei 10 mm. Diese Bande hat ein enormes
analytisches Potential, da sie sowohl die optische Tiefe
des emittierenden Materials als auch die Größe der
Staubkörner anzeigt. Im Falle des jungen BZ-Kandidaten
Cha Ha 2 fanden wir einen klaren Hinweis auf thermische
Staubemission. Überraschenderweise zeigt das
Objekt keinerlei Silikat-Emissionsbande, was entweder
auf eine ziemlich flache Scheibengeometrie oder auf
beachtliches Staubwachstum hindeutet. Im Falle des
jungen (etwa 1 Million Jahre alten), sicher identifizierten
Braunen Zwergs CFHT-BD-Tau 4 hatten wir mehr
Glück. Mit Hilfe des T-ReCs-Instruments am Gemini-
Süd-8-m-Teleskop gelang es uns, die charakteristische
Silikat-Emissionsbande zu finden, welche die Existenz
einer optisch dünnen Scheibenschicht beweist, ähnlich
wie wir sie bei T-Tauri-Sternen beobachten. Eine genauere
Analyse des Spektrums ergab einen ersten Hinweis auf
Staubwachstum und sogar für die Ablagerung von Staub
in der Scheibe dieses Objekts.
Die nächste Herausforderung bestand darin, die
Strahlung dieser Scheiben im Millimeterbereich nachzuweisen.
Diese ist ein direktes Maß für die Masse
der Scheibe, wobei jedoch die Opazität des Staubs
bekannt sein muss. Mit Hilfe des SCUBA-Bolometers
am JCMT-Submillimeter-Teleskop auf Hawaii und
des MAMBO-Arrays am IRAM-30-m-Teleskop auf dem
Pico Veleta (Spanien) entdeckten wir zum ersten Mal
Millimeteremission von zwei jungen Braunen Zwergen
bei einem Flussniveau von einigen Millijansky. Unter
der Annahme ähnlicher Staubopazitäten, wie sie bei der
Abschätzung der Scheibenmasse bei T-Tauri-Sternen
verwendet werden, erhielten wir für die Gesamtmassen
der Scheiben Werte von einigen Jupitermassen. Dieses
überraschende Ergebnis deutet auf die Möglichkeit hin,
dass sich in den Scheiben um Braune Zwerge sogar
Planeten bilden könnten.
Interessant ist, dass es eine Reihe von Quellen mit
überschüssiger, von einer Scheibe stammenden Infrarot-