V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie
V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie
V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie
Sie wollen auch ein ePaper? Erhöhen Sie die Reichweite Ihrer Titel.
YUMPU macht aus Druck-PDFs automatisch weboptimierte ePaper, die Google liebt.
48 III. Wissenschaftliche Arbeiten<br />
M J [mag]<br />
10<br />
12<br />
14<br />
16<br />
18<br />
L0 T0 T9<br />
Spektraltyp<br />
Abb. III.1.8: Absolute J-Band-Helligkeit (M J ) als Funktion der<br />
Spektralklasse. Absolute Helligkeiten wurden mit Hilfe von<br />
Parallaxenmessungen des US Naval Observatory aus scheinbaren<br />
Helligkeiten abgeleitet. Verfolgt man die Spektralsequenz<br />
nach unten, sieht man, dass die J-Band-Helligkeit ansteigt,<br />
wenn man von den späten L- zu den frühen oder mittleren T-<br />
Typen übergeht. Dies hängt vermutlich mit der Auflösung von<br />
Staubwolken bei diesen geringen Temperaturen zusammen.<br />
Die Veränderung der Wolken wird überwacht<br />
Obwohl wir die Oberfläche eines Braunen Zwergs<br />
(noch) nicht auflösen können, könnten wir derartige ungleichmäßige<br />
Gebilde anhand von Veränderungen des<br />
Gesamtlichts nachweisen, das der Braune Zwerg in unsere<br />
Richtung ausstrahlt. Staub ist eine starke Opazitätsquelle<br />
<strong>und</strong> verändert deutlich das emittierte Spektrum. Während<br />
der Braune Zwerg rotiert, könnte sich die Gesamtmenge<br />
des Staubs auf der sichtbaren Hemisphäre ändern, sodass<br />
sich auch die vom Braunen Zwerg in unsere Richtung ausgesandte<br />
gesamte Lichtmenge entsprechend ändert. Mit<br />
anderen Worten, wir würden in jenen Teilen des Spektrums,<br />
die vom Staub beeinflusst werden, eine periodische<br />
Helligkeitsänderung des Braunen Zwergs beobachten.<br />
Dies veranlasste Coryn Bailer-Jones zusammen mit<br />
Reinhard M<strong>und</strong>t (ebenfalls MPIA), eine Reihe Brauner<br />
Zwerge in roten <strong>und</strong> infraroten Filtern zu überwachen,<br />
um nach Helligkeitsvariationen zu suchen. Bei einer<br />
anfänglichen Stichprobe von 20 Objekten stellten wir<br />
fest, dass die Hälfte tatsächlich statistisch signifikante<br />
photometrische Schwankungen zeigt, allerdings mit<br />
sehr geringen Amplituden zwischen 0.5 <strong>und</strong> 8 % (Abb.<br />
III.1.9). Einige dieser Schwankungen waren periodisch,<br />
mit Perioden von wenigen St<strong>und</strong>en. Doch in einigen<br />
Fällen waren sie nichtperiodisch. Dies war merkwürdig.<br />
Dm (offset um +0.1 <strong>für</strong> ref) [mag]<br />
0.2<br />
0.1<br />
0<br />
Konnte es sein, dass diese Braunen Zwerge sehr langsam<br />
rotierten, sodass unsere begrenzte Beobachtungsdauer<br />
noch nicht einmal eine einzige Rotationsperiode überdeckt<br />
hatte? Um dies zu überprüfen, maßen wir mit Hilfe<br />
des hochauflösenden Spektrographen UVES am VLT die<br />
Rotationsgeschwindigkeiten einiger Brauner Zwerge.<br />
Rotation verbreitert die Spektrallinien. Durch eine sorgfältige<br />
Messung der Linienbreite kann man somit die<br />
Rotationsgeschwindigkeit messen. (Tatsächlich liefern<br />
die Beobachtungen wegen der unbekannten Neigung der<br />
Rotationsachse nur eine untere Grenze <strong>für</strong> die Rotations-<br />
geschwindigkeit. Doch mit Hilfe einfacher statistischer<br />
Überlegungen kann man die wahrscheinlichste Rotations-<br />
geschwindigkeit abschätzen <strong>und</strong> auch die maximale<br />
Rotationsgeschwindigkeit einschränken.) Die Beobach-<br />
tungen zeigten, dass unsere Braunen Zwerge sehr rasch<br />
rotieren, d.h. unsere Überwachung hätte eine Periodizität<br />
in den Helligkeitsschwankungen entdecken müssen.<br />
Immerhin hatten wir eine deutliche Variabilität beobachtet.<br />
Warum also keine Periode? Die wahrscheinlichste<br />
Erklärung ist, dass die Schwankung nichtperiodisch ist.<br />
Das bedeutet, dass die Gebilde auf der Oberfläche des<br />
Braunen Zwergs zeitlich nicht stabil sind, genauer, sie<br />
sind weniger als eine Rotationsperiode lang stabil. Wir<br />
ref<br />
ref<br />
2M1334<br />
1602 1603 1604 1605 1606 1607<br />
JD – 2450000 [d]<br />
Abb. III.1.9: Die blauen Punkte zeigen die Helligkeitsschwankungen<br />
des L1.5-Zwergs 2M1334+19 im I-Band. Die roten<br />
Punkte zeigen Schwankungen von gleichzeitig im selben Feld<br />
beobachteten Vergleichssternen. Ihre Lichtkurven sind um 0.1<br />
bzw. 0.2 mag verschoben worden. Man beachte, dass dies relative<br />
Schwankungen sind, d.h. Schwankungen relativ zu einer<br />
Gruppe nichtveränderlicher Sterne. Auf diese Weise werden<br />
unechte, von der Erdatmosphäre verursachte Schwankungen<br />
beseitigt. Für alle Punkte sind Fehlerbalken (geschätzte Unsicherheiten)<br />
eingezeichnet. (Der untere Vergleichsstern ist heller<br />
als der L-Zwerg, hat also kleinere Fehlerbalken; der obere Vergleichsstern<br />
hat eine ähnlich Helligkeit wie der L-Zwerg.) Man<br />
erkennt beim L-Zwerg größere Amplitudenschwankungen als<br />
bei den beiden (oder irgendwelchen anderen) Vergleichssternen,<br />
was darauf hindeutet, dass die Schwankungen vom L-Zwerg<br />
selbst herrühren. Statistische Tests bestätigen dies.