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46 III. Wissenschaftliche Arbeiten HST/ACS/HRC 21.10.2002 GEMINI/Hokupa'a 7. 2. 2002 VLT/NACO 18.2.2003 Abb. III.1.6: Beobachtungen der Umlaufbewegung des L- Zwerg-Doppelsystems 2MASSW J0746425+2000321 über einen Zeitraum von vier Jahren. Jeder Punkt auf der Ellipse entspricht einer Messung mit einem bodengebundenen 8-m- bis 10-m-Teleskop oder dem HUBBLE-Weltraumteleskop. Der Vergleich mit Entwicklungsmodellen, erstellt von Isabelle Baraffe und ihrer Gruppe in Lyon, zeigt eine gute Übereinstimmung mit den Beobachtungen, wenn auch der durch Vergleich mit DUSTY-Modellen abgeleitete Wert für die Schwerebeschleunigung an der Oberfläche des Braunen Zwergs zu hoch erscheint. In jüngster Zeit haben Wissenschaftler am MPIA, zusammen mit Laird Close vom Steward Observatory in Tucson, USA, das ~ 40 Millionen Jahre alte Vielfachsystem AB Doradus beobachtet. Aufgrund astrometrischer VLBI- Daten und Messungen mit dem HIPPARCOS-Satellit war bereits bekannt, dass es einen massearmen Begleiter besitzt. Mittels differentieller Aufnahmen mit hohem Kontrast, die mit adaptiver Optik am VLT gewonnen wurden, gelang es diesem Team zum ersten Mal, diesen Begleiter – AB Dor C – direkt abzubilden und ein Spektrum aufzunehmen, das auf den Spektraltyp M8 hinweist. Aus der Kombination der Daten ergibt sich eine dynamische Masse von etwa 87 M Jupiter . Nach dem Vergleich mit theoretischen Entwicklungsmodellen scheint dieses Objekt eine um einen Faktor von etwas mehr als Zwei zu geringe Leuchtkraft zu haben. Anders ausgedrückt: für dieses relativ junge Alter unterschätzen die Modelle die Masse eines Objekts gegebener Leuchtkraft um einen Faktor Zwei. Folglich könnten einige sehr kühle Objekte, die als »Objekte mit planetarer Masse« bezeichnet wurden, in Wirklichkeit größere Massen haben. Gibt es da draußen irgendwelche Planeten? Ein Zufallsfund bei unserer Suche nach jungen Gasplaneten mit Hilfe des neuartigen Spectral Differential Imager (Gerät für spektrale differentielle Abbildungen) am HST/WFPC 25.4.2000 VLT/NACO 22.3.2003 KECK/NIRC 4.12. 2003 HST/STIS 9.1.2004 NACO-Instrument am VLT war die Entdeckung, zusammen mit Mark McCaughrean (AIP, jetzt in Exeter), dass Eps Ind B, der uns am nächsten gelegene T-Zwerg, ebenfalls ein Doppelsystem ist. Beide Einzelkomponenten zeigen eine Methanatmosphäre und gehören zur Spektralklasse T1 bzw. T6, entsprechend ihren Effektivtemperaturen von etwa 1250 K bzw. 800 K (Abb. III.1.7). Die besten Massenabschätzungen, abgeleitet aus dem Vergleich mit theoretischen Entwicklungswegen, ergeben Massen von 44 und 28 Jupitermassen. Somit liegt die masseärmere Komponente von e Indi B nur einen Faktor 2 über der massengrenze zwischen Gasplaneten und Braunen Zwergen. Unsere andauernde Überwachung der Bahnbewegungen von BZ-Doppelsystemen sollte in naher Zukunft Massenabschätzungen für eine größere Zahl von Braunen Zwergen und damit noch strengere Einschränkungen für theoretische Struktur- und Entwicklungsmodelle Brauner Zwerge liefern. Überdies haben wir kürzlich ein HST- Programm begonnen, das nach Begleitern mit planetarer Masse um die zwölf nächstgelegenen, isolierten, jungen L-Zwerge sucht, und wir haben auch das erste L/T-Zwerg- Dreifachsystem identifiziert: DENIS-P J020529.0-115925. Atmosphären Brauner Zwerge Die Atmosphären Brauner Zwerge sind sehr kühl, so dass sich dort viele Moleküle gebildet haben und sogar feste und flüssige »Staub«-Teilchen aus der Gasphase auskondensieren. Dies führt zu zwei drastischen Effekten. Erstens wird die Zustandsgleichung der Atmosphäre durch die Erhöhung der mittleren Molekülmasse verändert. Zweitens ändern sich die Opazitäten, was zur Folge hat, dass sich das Spektrum sehr drastisch ändert. Wasser (und bei niedrigeren Temperaturen Methan) erzeugen tiefe Absorptionsbanden, während der Staub zu einer Rückerwärmung führt, die einen Großteil des Flusses in den Nahinfrarotbereich des Spektrums umverteilt. Sehr breite Linien neutraler Alkalimetalle beeinflussen ebenfalls das Spektrum. Die Folge ist, dass das Spektrum im optischen und im nahen Infrarot alles andere ist als das eines Schwarzen Körpers.
Fluss [10 –14 W m –2 µm –1 ] Bb Staubreiche Braune Zwerge 5 4 3 2 1 0 CH 4 e Indi Ba Insbesondere der Staub ist aus zwei Gründen von großem Interesse. Erstens ist eine geeignete selbstkonsistente Behandlung des Staubs nötig, um Atmosphären von Braunen Zwergen korrekt zu modellieren und ihre beobachteten Spektren zu interpretieren: Nur wenn dies korrekt geschieht, können wir die richtigen Parameter (insbesondere Effektivtemperatur, chemische Häufigkeiten und letztlich auch Alter) ableiten. In der Tat haben neuere Arbeiten, bei denen die Parallaxen und die Flüsse im mittleren Infrarot von Braunen Zwergen gemessen wurden, gezeigt, dass es keine monotone Relation zwischen den oben beschriebenen Spektralklassen L und T und der Effektivtemperatur gibt. Im Allgemeinen bringen wir spätere Spektralklassen mit kühleren Objekten (niedrigeren Effektivtemperaturen) in Verbindung, was für Hauptreihensterne auch zutrifft. Aufgrund des thermochemischen Gleichgewichts würden wir dementsprechend auch erwarten, dass die Sequenz L0, L1, L2, … T0, T1, Ba H 2 O 1 5 AU Abb. III.1.7: Direktaufnahmen und Spektroskopie von Epsilon Indi Ba/Bb, dem nächstgelegenen bekannten BZ- Doppelsystem, gewonnen mit beugungsbegrenzter Auflösung im Infrarotbereich mit NACO am VLT. Die Spektraltypen sind T1 bzw. T6. III.1 Braune Zwerge – Entstehung, Scheiben, Doppelsterne und Atmosphären 47 J H K S J+H+K S e Indi Bb CH 4 H 2 O 1.5 1.6 1.7 1.8 Wellenlänge [µm] T2 … immer niedrigeren Temperaturen entspricht. Doch nun sieht es so aus, als ob dem nicht so sei. Speziell beim Übergang von späten L- zu frühen oder mittleren T-Typen (Abb. III.1.8) ist ein Anstieg der Effektivtemperatur zu beobachten. Es scheint in der Tat, dass diese Spektralklassen genauso viel mit den Staubeigenschaften wie mit den Effektivtemperaturen zu tun haben. Um die Atmosphären Brauner Zwerge zu verstehen, müssen wir demnach den Staub untersuchen. In einer statischen Atmosphäre (in der es keine Konvektion gibt) bilden sich Staubkörner, wachsen und lagern sich gravitativ in Regionen tief im Inneren des Sterns ab (»regnen aus«), wo sie dann nicht länger im Spektrum direkt beobachtbar sind (obwohl das Fehlen von in Staubkörnern eingeschlossenen Elementen beobachtet würde). Im Gegensatz dazu sorgt in einer dynamischen Atmosphäre aufwärts gerichtete Konvektion für einen Auftrieb, der dem Niederregnen entgegen wirkt, und wirbelt abgesunkene Elemente wieder nach oben in die sichtbare Atmosphäre, wodurch die staubreiche Zusammensetzung erhalten bleibt. Konvektion ist ein komplexer Prozess und wird von der Rotation beeinflusst. Daher ist der Staub möglicherweise nicht gleichmäßig über die Oberfläche des Braunen Zwergs verteilt. Es könnten Bänder vorhanden sein, wie wir sie auf Jupiter sehen, oder großräumige, vergängliche Wolken, die selbst ungleichmäßig verteilt sein könnten.
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