1. Was ist ein Brauner Zwerg? Definition, Physik, Entwicklung, Aufbau, Spektralklassen

Transkript

1 Braune Zwerge

2 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

3 Definition Objekte unter 80 Jupitermassen (HBML) können keinen Wasserstoff fusionieren bis ca. 60 M J Lithiumbrennen möglich: bis ca. 13 M J Deuteriumbrennen möglich:

4 Definition deshalb häufige Definition für einen Braunen Zwerg: 13 M J < M < 80 M J Definition über Entstehung schwierig, da (noch) nicht richtig erforscht

5 Innere Physik Hauptreihensterne: Thermische Energie und die Gravitationsenergie halten sich die Waage: Dichte steigt bei abfallender Masse

6 Innere Physik Braune Zwerge: können Gasdruck nicht aufrechterhalten, da kein p-p-brennen Aber: hohe Dichten im Innern Entartungsdruck der Elektronen stabilisiert Braune Zwerge

7 Innere Physik Energiedichte der des entarteten Elektronengases ist Braune Zwerge haben ähnliche Radien (im Bereich 1 R J )

8 Innere Physik Im Kern:

9 Entwicklung Lithium- und Deuteriumbrennen reichen nicht aus, um stabile Brennphase zu gewährleisten Braune Zwerge strahlen thermische Energie ab, und kühlen aus

10 Entwicklung Blau: Rote Zwerge Grün: Braune Zwerge Rot: Planeten

11 Aufbau Energietransport durch Konvektion tiefenunabhängige chemische Zusammensetzung Bei sehr kühlen BZ wahrscheinlich Bildung von Staubwolken in oberen Schichten (dann nicht mehr voll konvektiv)

12 Aufbau Sonne R. Zwerg B. Zwerg Jupiter

13 Lithiumhäufigkeit (Plejaden)

14 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) )

15 M- und L- Spektren, optisch - Größter Fluss im Nahinfrarot (1-2µm) -bei M L verschwinden Metalloxide, Hydride werden stärker - neutrale Alkalimetalle - Wasserabsorptionsbanden

16 L-Spektren, Nahinfrarot -Wasser dominiert -CO Absorption

17 Helligkeit im J-Band (1,25µm) über Spektralklasse Beim Übergang L T nimmt Helligkeit zu; wahrscheinlich Auflösung von Staubwolken

18 T-Spektrum (GL229B) - Cäsium - Wasser - Methan

19 Suche-geschichtlicher Abriss bereits 1963 sagt Kumar BZ voraus 80 er Jahre: Entwicklung von z.b. CCD- Cameras, Infrarot-Array-Cameras, Coronographen viele Kandidaten, keine eindeutigen Beweise für Substellarität 1992 wird Li-Test vorgeschlagen

20 Suche-geschichtlicher Abriss 1995: Teide1, Calar PPl15 Li-Test positiv 1995: Gl229B wird gefunden : insgesamt ca. 600 Braune Zwerge und Kandidaten gefunden

21 Unterscheidung von Roten Zwergen 1. durch Lithium-Test 2. Massenbestimmung 3. durch Spektralanalyse (T eff, L, Linien)

22 1. Lithium-Test Wiederholung: Braune Zwerge - sind voll konvektiv - verbrennen kein Lthium Lithium-Linie bei 670,8 nm

23 : Eindeutig Brauner Zwerg 2: Falsches "Nein" 3: keine Unterscheidung zwischen BZ und RZ

24 Nebenprodukt: Lithium-Dating Prinzip: Auftragen von Effektivtemperatur gegen Lithiumhäufigkeit Lithium-depletion-boundary

25 2. Massenbestimmung (spektroskopische Doppel-BZ) Bedeckendes Doppelsternsystem von BZ im Orion- Nebel, 2006 entdeckt

26 2. Massenbestimmung (spetroskopische Doppel-BZ) m 1 + m 2 = P 2πG ( v max 1, rad + v sin max 2, rad 3 i ) 3 m m v max 1 1, rad = max 2 v2, rad Massenverhältnis M 1 = / M S M 2 = / M S

27 2. Massenbestimmung (visuelle Doppel-BZ) M 4 = π G 2 3 a P 2 M 1 =89 M Jup M 2 =68,1 M Jup

28 3. Spektralanalyse Bestimmung von O.-Temperatur L<10-4 L s (1800K), bei unbekanntem Alter ab bestimmter Temperatur bei bek. Alter bei T>1800K und unbek. Alter Feinanalyse

29 Suche Braune Zwerge in offenen Sternhaufen im Feld als Begleiter massearmer Sterne

30 Suche in offenen Sternhaufen Vorgehen: 1. Aussuchen von geigneten Wellenlängen (Farbgradienten) 2. Infrarotphotometrie 3. Eintragen ins FHD 4. Isolieren von Kandidaten

31 Suche in offenen Sternhaufen Beispiel: Plejaden, Zentralregion, 1 Quadratgrad

32 Suche in offenen Sternhaufen Anschließend: Spektroskopie Prüfen der Zugehörigkeit (Radialgeschwindigkeit) Verifizierung,ob es ein BZ ist (Li-Test,Spektrum)

33 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)

34 Suche im Feld Vorgehensweise: 1. Messung (Infrarotphotometrie, Abscannen von Himmelsbereichen) 2. Aussuchen von geeigneten Wellenlängen (Farbgradienten) 3. Auswertung (Zweifarbendiagramme)

35 Suche im Feld DEep-Near-Infrared-Survey

36 Suche im Feld

37 Braune Zwerge als Begleiter massearmer Sterne kleine Massenverhältnisse viel häufiger als große weniger Streulicht vom lichtstärkerem Begleiter 2 Typen auflösbar spektroskopisch

38 Braune Zwerge als Begleiter massearmer Sterne

39 Braune Zwerge als Begleiter massearmer Sterne -SCR B -ca. 700K -13 Ly -4,5 AU

40 Quellen Annu.Rev.Astron.Astrophys : (incl. Links) Astron. Society of the Pacific Conference Series Vol. 134 (1998)

41 Quellen - B.R. Oppenheimer et al. "Brown Dwarfs" (1998) - Luhman, Joergens et al. 2007, Protostars & Planets V review article