Der Himmel über La Palma, von Klaus Fuhrmann

Braune Zwerge

Wir sind ihnen vor einigen Monaten schon einmal begegnet, genauer gesagt in Abbildung 2 vom Apr-2006. Dort sieht man zwei sehr leuchtschwache Punkte, die sich in der Nähe eines sehr hellen sonnenähnlichen Sterns mit Namen HR 5534 befinden. Diese Begleiter, die als "B" und "C" Komponenten sowohl um HR 5534 A, als auch umeinander laufen, haben jeweils nur etwa 7% der Masse der Sonne. Solche Objekte - so weiß man heute - sind zwar in der Lage, einen geringen Kernfusionsbetrieb zu ermöglichen, weshalb man sie nicht mit den Planeten gleichstellen sollte, so "richtige Sterne" sind sie aber irgendwie auch nicht. In der Astrophysik werden sie oft als sub-stellare Objekte bezeichnet, oder noch etwas griffiger, auf einen Vorschlag aus dem Jahr 1975 als "Braune Zwerge".

Nun haben wir ja bereits verschiedene Sorten "Zwerge" (im englischen: dwarfs) kennengelernt und müssen aufpassen, jetzt nicht den Überblick zu verlieren. Daher noch einmal zur Erinnerung: die meisten Sterne befinden sich in einem Zustand, in welchem sie das Element Wasserstoff in das Element Helium verbrennen. Das Element Wasserstoff hat in seinem Kern ein positiv geladenes Teilchen, das Proton, und in seiner Hülle ein negativ geladenes Teilchen, das Elektron.

Sobald man ein weiteres Protonen im Atomkern vorfindet, hat man ein neues Element, nämlich das Helium. Helium hat also zwei positiv geladene Protonen im Kern und zwei negativ geladene Elektronen in der Atomhülle. Die Masse des Heliumatoms entspricht aber in etwa dem 4-fachen des Wasserstoffatoms. Irgendetwas stimmt also nicht in unserer Rechnung, und das liegt nicht an den Elektronen, denn diese besitzen weniger als ein Tausendstel der Masse der Protonen, spielen also in diesem Zusammenhang keine Rolle.

Der Unterschied ergibt sich dadurch, daß Helium in seinem Kern noch zwei weitere Teilchen von der Masse der Protonen besitzt, die aber selbst keine Ladung haben und daher als "Neutronen" bezeichnet werden. Praktisch alle Atomsorten haben diese Neutronen in ihrem Kern. Nehmen wir zum Beispiel das Element Sauerstoff, das achte Element im Periodensystem der Elemente (siehe Abb. 1 vom Aug-2006). Dieses Element gibt es quasi in drei "Ausführungen":

(i) als "Sauerstoff 16" mit 8 Protonen und 8 Neutronen im Atomkern
(ii) als "Sauerstoff 17" mit 8 Protonen und 9 Neutronen im Atomkern
(iii) als "Sauerstoff 18" mit 8 Protonen und 10 Neutronen im Atomkern

Die Neutronen dienen im Atomkern quasi als "Kleber" und sorgen für eine stabile Konfiguration. Aber Vorsicht: fügt man dem Atomkern zu viele Neutronen hinzu, geschehen plötzlich merkwürdige Dinge. Es kommt zur Aussendung energiereicher Strahlung, und mit einem Mal haben wir statt des Elements Sauerstoff das Element Fluor - die Nummer 9 im Periodensystem der Elemente - vorliegen. Das heißt, jetzt haben wir also 9 Protonen im Atomkern. Aber wo kommt das neunte Proton auf einmal her? Die Antwort findet sich in den Neutronen. Diese bestehen sozusagen gleichzeitig aus Proton und Elektron. Wenn also das Neutron sein "internes" Elektron verliert, wird es selber zum Proton, und aus Sauerstoff wird Fluor. Die Aussendung der meist energiereichen Strahlung als Folge dieser Kernumwandlung kennt man unter dem Begriff "Radioaktivität", wobei diese Strahlung, wie wir jetzt lernen, zum einen aus Teilchen, wie dem Elektron bestehen kann, aber auch von Röntgen- oder Gammastrahlung begleitet sein mag, da die Umkonfigurierung des Atomkerns auch immer energetisch entweder etwas kostet, oder aber auch Energie frei setzen kann.

Die unter Umständen frei gesetzten Beträge sind gewaltig. Das Heliumatom, bestehend aus 2 Protonen und 2 Neutronen, "klebt" sozusagen so gut, daß bei seiner Bildung aus 4 Protonen (also 4 Wasserstoff-Kernen) eine enorme Energiemenge frei wird. Diese beobachten wir dann in wolkenlosen Nächten und bezeichnen die sich am Himmel abzeichnenden Objekte als "Sterne".

Zu den oben erwähnten drei verschiedenen Zuständen des Sauerstoffs ist noch zu erwähnen, daß mehr als 99% in der Form von "Sauerstoff 16" vorliegen. Dieser wird bei der Kernfusion der Elemente also am meisten bevorzugt, bzw. in vielen Fällen ist es einfach so, daß zwar im Prinzip verschiedene Konfigurationen im Kern - oder auch "Isotope", wie man sagt - zunächst realisiert werden können, einige davon aber instabil sind und mit einer gewissen "Halbwertszeit" wieder zerfallen.

Wir werden nachher noch einmal auf die verschiedenen Isotope der Atome zurückkommen, jetzt aber noch mal zurück zu den "Zwergen". Wie gesagt, die meisten Sterne verbrennen Wasserstoff in Helium und sind dabei auch in etwa von der Größe der Sonne. Wenn der Treibstoff irgendwann einmal zu Ende geht, findet quasi ein letztes Aufbäumen der Sterne statt. Sie blähen sich auf und ihrem gigantischen Erscheinen haben die Astronomen dadurch Rechnung getragen, daß sie diese Objekte dann als wahre Riesensterne bezeichnet haben. Auch wenn die Sonne einen Durchmesser von mehr als einer Millionen Kilometer besitzt, bleibt sie im Vergleich zu den Roten Riesen doch nur ein "Zwerg". Die normalen Sterne als Zwerge zu bezeichnen, ist daher gar nicht abwertend gemeint, sondern ergibt sich eher aus dem Respekt vor den gigantischen Roten Riesen.

Mit ihrer gelben Farbe ist die Sonne also sozusagen ein "gelber Zwerg". Diese Bezeichnung findet man aber praktisch nirgendwo in der Literatur, sondern man spricht im Falle der F, G, und K Sterne (siehe Mai-2007) einfach immer nur von "Zwergen". Demgegenüber gibt man allerdings den noch etwas kühleren und sehr zahlreichen M Sternen aufgrund ihrer roten Farbe oft auch den Namen "Rote Zwerge" (englisch: "red dwarfs").

Und diese Roten Zwerge gibt es wirklich in enormen Mengen. Für jeden massereichen O Stern, der sich in einem Sternentstehungsgebiet bildet, erhält man in etwa die 10fache Menge an G Sternen, und weit mehr als die 100fache Menge an M Sternen. Es ist daher nicht auszuschließen, daß es in unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, nicht weniger als 100 Milliarden von diesen Roten Zwergen geben mag.

Stellen sie damit das größte Kontingent unter den Sternen (wobei wir an dieser Stelle die Braunen Zwerge auch hinzuzählen möchten)? Eine verläßliche Antwortung dieser Frage scheint derzeit nicht möglich, denn die Roten Zwerge haben in den letzten Jahren gleich zwei Konkurrenten bekommen. Der geradezu revolutionäre Einzug der CCDs in die Astronomie, die stets größer werdenden Teleskope, neue Beobachtungstechniken (z.B. im Infrarot), sowie gestochen scharfe Aufnahmen, welche die Luftunruhe der Atmosphäre austricksen wie in Abbildung 2 vom Apr-2006, haben wichtige Erkenntnisse aus dem Dunkel der Milchstraße ans Licht gebracht.

Bei den Braunen Zwergen war es speziell so, daß sich ihre Existenz mit vielen "Kandidaten" in den letzten Jahrzehnten mehr und mehr verdichtet hatte, bis 1995 dann der erste direkte Nachweis eines Braunen Zwergs gelang - und dieser, interessanterweise, in genau demselben Jahr (bzw. sogar am selben Tag!) wie die Entdeckung des ersten extra-solaren Planeten.

Und heute? Wir kennen mittlerweile hunderte dieser Objekte, und es gibt nicht nur die Vorstellung, daß diese Braunen Zwerge den Roten Zwergen in der Anzahl ebenbürtig sein dürften, sondern sie sogar eventuell übertreffen. Dann hätten wir also auch 100 Milliarden Braune Zwerge in unserer Milchstraße?

Und wer war der zweite der eben erwähnten Konkurrenten der Roten Zwerge? Das könnten Weiße Zwerge sein, die eigentlich aber "Schwarze Zwerge" sind.

Bevor Sie die roten, braunen, weißen und schwarzen Zwerge nun aber völlig verwirren, noch einmal ganz langsam: wenn eine Gaswolke sich "entschließt" ein Stern zu werden und sie hat die Masse der Sonne, dann haben wir einen gelben G Stern. Steht uns aber nur die halbe Sonnenmasse zur Verfügung, erhalten wir stattdessen einen M Stern, einen Roten Zwerg also. Bei etwas weniger als einem Zehntel der Sonnenmasse haben wir auch eine Gaskugel, aber das eigentliche Wasserstoffbrennen will nicht so Recht zünden. Dieser "Stern" ist, wenn Sie so wollen, eine "Totgeburt". In seiner Farbe viel dunkler als die Roten Zwerge spricht man dann also durchaus passend von einem Braunen Zwerg. Was macht nun aber unsere Sonne, wenn ihr der Treibstoff ausgeht? Wir erinnern uns, sie bläht sich auf, wird ein Roter Riese, wirft ihre Hülle ab, und legt den glutheißen, weiß-leuchtenden Kern aus entarteter Materie frei. Die Geburt eines winzigen Weißen Zwergs.

Die Weißen Zwerge sind also tote Sterne, die, am Ende ihres Lebens angekommen, nun keine Kernfusion mehr betreiben können. Die Braunen Zwerge hingegen sind die "Versager", die es sozusagen niemals geschafft haben, überhaupt Stern zu werden. Beide verbindet, sich im Zustand der entarteten Materie vor dem gravitativen Kollaps zu schützen, wobei es hier eine klare Masse-Radius Beziehung gibt, die besagt, daß je mehr Masse ein Objekt hat, es umso kleiner ist (also anders als die tagtägliche Erfahrung es uns zeigt, siehe auch Feb-2006). Das heißt also, die Weißen Zwerge, von denen viele immerhin noch mehr als die halbe Sonnemasse besitzen, sind viel kleiner als die massearmen Braunen Zwerge. Die Weißen Zwerge sind in der Tat nur noch so groß wie die Erde, Braune Zwerge doch immerhin so groß wie der Riesenplanet Jupiter, also etwa 10mal größer als die Erde.

Die Weißen Zwerge bestehen in der Regel aus Sternasche - wie Kohlenstoff oder Sauerstoff - und kühlen praktisch nur noch aus. Hinreichend ausgekühlt und zudem extrem winzig, kann man sie kaum am Himmel ausfindig machen. Diese Weißen Zwerge charakterisiert man daher sinnigerweise eher als "Schwarze Zwerge", und der erste dieser Vertreter wurde tatsächlich auch erst nach den Braunen Zwergen und extra-solaren Planeten im Jahre 1997 entdeckt. Man darf sich durchaus nicht sicher fühlen, ob es von diesen nicht auch 100 Milliarden in unserer Milchstraße gibt, nur weil wir uns so schwer tun, diese zu finden. Aber darüber unterhalten wir uns ein anderes Mal.

Nun aber zurück zu den Braunen Zwergen. Diese haben, wie gesagt, nicht genügend Masse, um ein echter Stern zu werden. Während die Sonne am Anfang ihrer Entwicklung circa 50 Millionen Jahre braucht, bis sie kompakt genug ist, um das Wasserstoffbrennen zu zünden, brauchen manche roten M Zwerge mehrere 100 Millionen Jahre, um schließlich mit dem Wasserstoffbrennen zu beginnen. Die Braunen Zwerge schließlich ziehen sich sozusagen ständig zusammen, auf dem Weg ein Stern zu werden, ohne daß ihnen das jedoch jemals gelingt. Dabei wird also beständig etwas Gravitationsenergie frei, und außerdem brennt tatsächlich in ihrem Inneren für eine gewisse Zeit ein kleines atomares Feuer.

Dazu einige Zahlen zum besseren Verständnis: die Sonne hat etwa 300000mal mehr Masse als die Erde. Jupiter, der größte Planet in unserem Sonnensystem, hat etwa 300mal mehr Masse als die Erde. Also: Jupiter hat etwa ein Tausendstel der Masse der Sonne. Objekte, die etwa 13mal mehr Masse, als Jupiter haben, können bereits ein kleines atomares Feuer in ihrem Inneren erzeugen und gehören in die Klasse der Braunen Zwerge. Die 13fache Jupitermasse bedeutet in etwa 1% der Sonnenmasse. Hat ein Objekt schließlich 8% der Sonnenmasse, so geht das normale Wasserstoffbrennen los, das ist dann also die untere Massengrenze der echten Sterne. Die Braunen Zwerge decken also in etwa den Massenbereich von 1%-8% der Sonnenmasse ab. Bei den im letzten Monat erwähnten Spektraltypen L und T verläuft die Grenze der Braunen Zwerge etwa bei L, so daß also die T Zwerge dann bereits die Braunen Zwerge sind. Aber: aufgrund der intern stattfindenden Entwicklung werden alle L Zwerge irgendwann selbst zu T Zwergen.

Doch was brennt da nun im Inneren der Braunen Zwerge? Dazu kommen wir noch einmal kurz auf die oben erwähnten Isotope der Atome zu sprechen. Wasserstoff gibt es nämlich auch in einer Form, in der im Atomkern nicht nur ein Proton ist, sondern auch noch ein Neutron, und manche Wasserstoffatome haben sogar gleich zwei Neutronen im Kern. In beiden Fällen spricht man von "schwerem Wasserstoff" und nennt die eine Form (Proton + Neutron) das "Deuterium" und die andere Variante (Proton + 2 Neutronen) das "Tritium". Während letzteres nicht stabil ist und mit einer Halbwertszeit von etwa 12 Jahren radioaktiv zerfällt, ist Deuterium mit etwas mehr als 0.01% im Wasserstoff vertreten. Mit jedem Liter Wasser, den Sie trinken, haben Sie also nicht nur "H2O", sondern auch immer etwa 0.1 Gramm "D2O", wobei "D" die chemische Abkürzung für Deuterium ist. Braune Zwerge sind nun in der Lage, ein geringes Deuteriumbrennen am Laufen zu halten, bei den massereicheren Braunen Zwergen spielt außerdem auch das Element Lithium (die Nummer 3 im Periodensystem der Elemente) für die Kernfusion eine gewisse Rolle.

Abbildung 1 zeigt diesen Sachverhalt für Sterne, Braune Zwerge, und Gasplaneten. Aufgetragen ist hier Leuchtkraft (englisch: "luminosity") dieser Objekte in Abhängigkeit von ihrem Alter. In beiden Fällen, wie so oft, in logarithmischer Form. Also, bei der Leuchtkraft heißt "0" die Sonnenleuchtkraft und "-2" ein Prozent der Sonnenleuchtkraft. Bei den Altersangaben heißt "0" ein Gigajahr (Gyr), das heißt eine Milliarde Jahre; "-1" bedeutet 100 Millionen Jahre und "+1" entsprechend 10 Milliarden Jahre. Wir haben also in Abbildung 1 praktisch die gesamte Entwicklung über einen Zeitraum von 10 Milliarden Jahre vorliegen. Die roten Linien gelten nun für die großen Gasplaneten. Die unterste Kurve ergibt sich für Planeten mit 0.3 Jupitermassen, also entsprechend der Masse des Saturns. Die oberste rote Kurve gilt für 13 Jupitermassen, die obere Grenze der Gasplaneten. Die darüber in grün gezeigten Kurven gelten für die Braunen Zwerge. Genau wie bei den Gasplaneten zeigen alle Kurven der Braunen Zwerge nach unten, d.h. die Leuchtkraft der Gasplaneten wie auch der Braunen Zwerge geht im Laufe der Zeit zurück. Und was ist mit den blauen Kurven, die für die Sternen bis etwa 0.2 Sonnenmassen gelten? Da erkennen wir, daß oberhalb von 73 Jupitermassen die Kurven flach werden, das heißt, die Leuchtkraft im Lauf der Zeit nicht weiter abnimmt. Wie kommt das? Die Antwort ist einfach: da wo die blauen Kurven flach werden, ist das Ende der anfänglichen Kontraktion der jungen Sterne erreicht, da beginnen sie jetzt in ihrem Kern mit dem Wasserstoffbrennen. Ab diesem Zeitpunkt haben sie somit einen viele Milliarden Jahre andauernden Gleichgewichtszustand erreicht - genau das also, was einen Stern auszeichnet.

In den ersten 10 bis 100 Millionen Jahren versuchen auch die Braunen Zwerge einen ähnlichen Zustand über das Deuteriumbrennen zu erreichen. Erkennen Sie oben links in Abbildung 1 die zunächst waagerecht verlaufenden grünen Kurven? Das ist genau diese Phase in der Entwicklung der Braunen Zwerge. Die goldenen Punkte geben jeweils den Ort, bei welchem 50% des Deuteriums verbraucht sind. Kurz danach "knicken" dann auch die Braunen Zwerge ein und werden leuchtschwächer. Die roten Punkte zeigen übrigens analog die Stellen, an welchen 50% des Lithiums verbraucht ist. Man erkennt deutlich, daß nur die masseärmsten Sterne sowie die massereichsten Braunen Zwerge Lithiumbrennen ermöglichen; bei massearmen Braunen Zwergen findet dies nicht statt.

Abbildung 1: Leuchtkraft von massearmen Sternen (blau), Braunen Zwergen (grün), und Gasplaneten (rot) im Laufe der Zeit. Die oberste blaue Kurve gilt für einen 0.2 Sonnenmassen Stern, die unterste Kurve für einen Gasplaneten von der vergleichsweise geringen Masse des Saturns. Sowohl die Braunen Zwerge als auch die Gasplaneten, werden im Laufe der Zeit leuchtschwächer. Im Gegensatz hierzu erreichen die echten Sterne schon bald eine konstante Leuchtkraft durch ihr zentrales Wasserstoffbrennen (weitere Einzelheiten siehe Text). (aus: Burrows et al. 2001, Reviews of Modern Physics, Band 73, Seite 719)

Die links in Abbildung 1 waagerecht verlaufenden grünen Kurven einerseits, sowie die rechts waagerecht verlaufenden blauen Kurven andererseits, unterscheidet die Braunen Zwerge von den Gasplaneten, wie auch von den echten Sternen. Allerdings, vor kurzem wurde auch ein Brauner Zwerg mit einem so genannten "Jet" beobachtet, ein Strom aus Materie, die Sterne üblicherweise bei ihrer Geburt produzieren und mit großer Geschwindigkeit in den Weltraum jagen. Die Braunen Zwerge könnten daher wie gewöhnliche Sterne entstehen, und das könnte sie mit diesen verbinden. Andererseits, und wie bereits erwähnt, die Materie der Braunen Zwerge, wie auch der Gasplaneten, ist in ihren Kernen entartet. Beide haben also einen ähnlichen inneren Aufbau. Ob letztlich die Gemeinsamkeiten oder die Unterschiede überwiegen, die Braunen Zwerge eher den Sternen oder den Gasplaneten zuzuordnen sind, oder sie doch stets getrennt behandeln werden sollten, die Zukunft dieses noch relativ jungen Forschungsgebiets wird dies zeigen müssen.

Abbildung 2: Infrarot-Direktaufnahme eines Braunen Zwergs "HD 49197 B" mit etwa 6% der Masse der Sonne. Diese Entdeckung vom 9 November 2003 wurde mit einem der beiden großen Keck Teleskope in Hawaii (vergleichbar dem GranTeCan Teleskop auf dem Roque) gemacht. Der sonnenähnliche Hauptstern in der Mitte des Bildes wurde hier mit einem starken Graufilter weitestgehend abgedeckt, um den Lichtkontrast zu erhöhen. Der Braune Zwerg ist das mit dem weißen Pfeil gekennzeichnete Lichtpünktchen. Der unten rechts gezeigte weiße Balken entspricht einer Strecke von 45 AU. (1 AU= astronomical unit, bzw. "Astronomische Einheit" ist die Entfernung Erde-Sonne. Die Entfernung Sonne-Jupiter beträgt zum Beispiel 5 AU, die Entfernung Sonne-Pluto hingegen 40 AU.) HD 49197 B ist derzeit also in etwa so weit von seiner A Komponente entfernt, wie Pluto von der Sonne und könnte eventuell für einen Umlauf um HD 49197 A 100 Jahre benötigen. (Fortgeführte Beobachtungen müssen in den nächsten Jahren allerdings erst noch zeigen, wie die genaue Bahnneigung und die Exzentrizität des HD 49197 Systems ausfallen. Das Ergebnis könnte dann sein, daß ein Bahnumlauf auch mehr als 1000 Jahre dauern kann.) (aus: Metchev & Hillenbrand 2004, The Astrophysical Journal, Band 617, Seite 1330)