Bruine dwerg

is een object met een massa die kleiner is dan een ster, maar groter dan een gasreus.

Inleiding
Bruine dwergen worden op dezelfde wijze gevormd als een ster, dat wil zeggen door contractie van een wolk waterstofgas. Bij een bruine dwerg is de massa van het samentrekkende gas echter onvoldoende om fusie van protonen op gang te brengen. De bruine dwerg is slechts in staat tot fusie van Deuterium of Lithium.

De naam 'bruine dwerg' wil overigens niet zeggen dat ze daadwerkelijk bruin van kleur zijn, ze zijn voor het blote oog van een eventuele toeschouwer rood van kleur. De naam rode dwerg heeft echter al een andere betekenis: dat is een ster, dus met echte kernfusie, groter dan een bruine dwerg, maar met de helft of minder dan de massa van de Zon. De grens tussen bruine dwergen en rode dwergen ligt bij ongeveer 0,07 zonnemassa.

Men onderscheidt bruine dwergen van spectraalklasse M, L, T, en Y.

Er zijn twee manieren om bruine dwergen van gasreuzen te onderscheiden:

• Door de manier van ontstaan - bruine dwergen zijn directe contracties van een waterstofwolk, planeten ontstaan als zich samenvoegende blokken van ijs of rots, en zuigen als ze groter zijn (de zogenaamde gasreuzen) later waterstof op uit de omgeving.
• Door het formaat - in planeten wordt de temperatuur nooit hoog genoeg voor kernfusie, in bruine dwergen wordt zij wel hoog genoeg voor enige kernfusie (specifiek die van deuterium), maar niet voor de fusie van waterstofkernen zoals die in 'echte' sterren plaatsvindt.

De eerste definitie is de traditionele, maar heeft als nadeel dat het moeilijk controleerbaar is. Met de tweede definities is de grootte van een bruine dwerg strak bepaald: Ze hebben tussen 13 en 70 keer de massa van Jupiter. Ze zijn kleiner dan 0,07 zonnemassa, maar groter dan 0,013 zonnemassa.

Ontdekking van bruine dwergen
Lange tijd heeft men gezocht naar bruine dwergen. Een aantal keren was er vals alarm; wat op het eerste gezicht een bruine dwerg in een sterrencluster als de Pleiaden leek te zijn, was in werkelijkheid een achtergrondster, maar in 1995 werd er voor het eerst succes geboekt. De eerste 'hits' kwamen uit de Pleiaden, en staan bekend als PPl 15, Teide 1 en Calar 3, maar het object dat alle twijfel wegnam en momenteel de best bestudeerde bruine dwerg is, is Gliese 229B. Gliese 229B is een kleine begeleider van Gliesse 229, zelf ook niet meer dan een rode dwerg. De massa van Gliese 229B wordt geschat op 30 tot 50 maal de massa van Jupiter. Doordat Gliese 229B ouder is dan de bruine dwergen in de Pleiaden, is het ook koeler, en onderscheidt zich daarom beter van de kleinste sterren, die veel minder snel afkoelen. De eerste bruine dwerg die in de 'lege ruimte', dus niet in een sterrenhoop of bij een andere ster, werd aangetroffen was Kelu-1 in 1997.

Een duidelijke aanwijzing dat een object een bruine dwerg is en niet een kleine ster, is de aanwezigheid van lithium. In sterren wordt de aanwezige lithium al snel verbrand, maar in bruine dwergen wordt de temperatuur nooit hoog genoeg om de fusie van lithium mogelijk te maken. Oudere bruine dwergen zijn daarnaast kenbaar aan de aanwezigheid van methaan, dat wijst op een oppervlaktetemperatuur van minder dan 1300 Kelvin.

Voorkomen van bruine dwergen
Sinds de eerste ontdekking zijn meer bruine dwergen gezien. Tellingen gedaan in de Pleiaden geven zelfs aan dat bruine dwergen ongeveer evenveel voorkomen als gewone sterren. Aan de ene kant is dat natuurlijk veel, aan de andere kant geeft het ook aan dat verwachtingen dat bruine dwergen een belangrijk aandeel zouden hebben in de donkere massa in sterrenstelsels onjuist zijn, aangezien bruine dwergen veel lichter zijn dan sterren.

Opvallend is dat bruine dwergen alleen voorkomen, of samen met andere bruine dwergen of rode dwergen, maar niet in de omgeving van grotere sterren zijn aangetroffen.

Voor het gehele artikel zienl.wikipedia.org/wiki/Bruine_dwerg

Bron: wikipedia – de vrije encyclopedie

« Encyclopedie overzicht