Braune Zwerge

Geschrieben am 20.10.2006 von Conni Kreißl

Braune Zwerge wurden Anfangs noch Schwarze Sterne oder auch Infrarot Sterne genannt. Von ihnen war erstmals im Jahre 1963 die Rede, trotzdem begann erst etwa 1980 eine lange und intensive Suche nach ihnen, die 23 Jahre und etliche Fehlschläge später mit dem ersten 1993 gefundenen Braunen Zwerg Gliese 229b endete, welcher ein Begleiter des M-Klasse Sternes Gliese 229a ist.
Braune Zwerge ähneln im Prinzip Gasplaneten wie dem Jupiter, sind aber viel massereicher bzw. schwerer und haben eine andere Entstehungsgeschichte. Dabei geht man im davon aus das ihr Gewicht zwischen dem von Gasplaneten und dem der Roten Zwerge liegt, wobei das der Gasplaneten unter 13 Jupitermassen oder auch 0,07 Sonnenmassen liegt und das der Roten Zwerge bzw. Sterne über 80 Jupitermassen. Obwohl die Massengrenze, welche die Riesenplaneten von den kleineren Braunen Zwergen trennt nicht genau feststeht da sich die Experten darüber noch streiten.
Dafür entstehen die Braunen Zwerge ebenso wie die Sterne aus kollabierenden Gaswolken, während die Gasplaneten bei der Entstehung von Sternen übrigbleiben und um eine Sonne herum kreisen.
Braune Zwerge gehören daher zu den Spektralklassen T, L und M sowie zur Kategorie der Sterne. Genaugenommen sind sie aber eher so eine Art Zwischenstufe bzw. ein Mittelding zwischen Sternen und Planeten. Denn sie sind zu klein um die Wasserstofffusion zu starten wie man sie von Sternen kennt, obwohl in ihrem Inneren in geringem Maße durchaus sowas wie Fusionsprozesse stattfinden, wie man sie teilweise auch bei Planeten findet. Trotzdem kann ihr Leuchten nur mit den besten Instrumenten und dazu auch noch nur sehr schwach wahrgenommen werden.
Wobei junge Braune Zwerge noch etwas heller erscheinen, weil sie ihre Energie noch aus der Gravitation der kollabierenden Wolke gewinnen. Während die älteren, bei denen dieser Kollaps bereits abgeschlossen ist, viel dunkler sind, weil sie dann merklich auskühlen da die Fusionsprozesse nur noch wenig Energie liefern. Dies funktioniert maximal ein paar hundert Millionen Jahren, dann ist auch der Brennstoff für die Kernfusion aufgebraucht und es bleibt nur ein kalter dunkler Brocken übrig.
Obwohl sie vielmals als die Verlierer unter den Sternen bezeichnet werden, kommt es doch hin und wieder vor, das sich sogar komplette Planetensysteme um manche Braune Zwerge herum formieren.
Zumindest reicht der Druck in ihrem Innern nicht aus um eine Kernfusion zu starten, da sie ersten sehr klein und zweitens durch ihre Masse von weniger als 8% unserer Sonne einfach zu leicht dafür sind. Denn alle Sterne benötigen mindestens 8% unserer Sonnenmasse, um nur annähern genügend Druck und Temperatur aufzubauen damit sie überhaupt eine eigene Wasserstoff zu Helium Kernfusion einleiten können. Das einzige was sie noch halbwegs zu Sternen macht ist die Tatsache, das auch sie wie alle Sterne etwas Deuterium beinhalten, das zwar leichter zur Fusion kommt als Wasserstoff, aber bei einer Fusion dummerweise nicht viel Energie hergibt und auch ziemlich schnell verbraucht ist. Weshalb es auch gerade mal ausreicht die Braunen Sterne einigermaßen am Leuchten zu halten. Dennoch herrschen auf ihnen mitunter Temperaturen von annähernd 2000° Celsius, was jedoch nur ungefähr ein drittel der Sonnenwärme ausmacht, was sich jedoch nicht lange hält. So wird der weiter oben erwähnte Gliese 229b beispielsweise nur noch etwa 700° Celsius heiß.
Heute kennt man schon einige, wodurch man inzwischend weiß, das sie fast immer in jungen Sternenhaufen, wie zum Beispiel den Plejaden, zu finden sind. Zumindest können sie da viel leichter nachgewiesen werden, da sie dort noch jung und leuchtkräftig sind. Zudem erkennt man ihre Existenz an dem ungewöhnlichen Doppler Effekt, das Planeten sich in ihrer Nähe nicht um ihren Stern sondern mit ihm um ihren gemeinsamen Schwerpunkt drehen. Wodurch sie Miniaturausgaben von Sonnensystemen gleichen und es bei Beobachtungen so aussieht als wenn sie immer wieder leicht hin und her gleiten. Außerdem sind alle Braunen Zwerge relativ lithiumreich, womit sie sehr gut durch die Spektroskopie zu finden sind.