Bruun Dwarg

Vun Wikipedia
Wesseln na: Navigatschoon, Söök

En Brunen Dwarg is en kumpakt astronoomsch Objekt, dat en Masse twüschen 13 un 75 Jupitermassen opwiest. Brune Dwargen nehmt en sünnere Postischoon twüschen de Planeten un de Steerns in, wat ok för de Vörgäng binnen in gellt. Se hebbt also en gröttere Masse as de Gasplaneten, man en lüttere Masse as de stellaren Roden Dwargen.

Afgrenzen[ännern | Bornkood ännern]

Gliese 229 B (elk Bildmitt), links: Opdecken an de Palomar Steernwacht, rechts: Hubble Space Telescope (NASA)

As Brune Dwargen warrt all de Objekten betekent, de ünner de Massengrenz för’t Waterstoffbrennen leegt. Disse Fusionsvörgang is de Bestimmende för en Steern, de tomindst för en Deel vun de Levensduer vun den Steern gegen de Gravitatschoonskraft wirkt un em dormit bestännig hollt. De Mindsttemperatur för de Waterstofffusion liggt bi en Tosamensetten as bi uns Sünn bi en Masse vun ruchweg 0,07 Sünnen- oder 75 Jupitermassen (üm un bi 0,139·1030 kg). Vun disse Masse an un doröver kummt en Steern tostannen. De Massenbövergrenz för’n Brunen Dwarg hangt aver vun de Metallizität af un liggt för en Metallizität vun 0 – also bi Objekten ut de Anfangstiet vun’t Universum – bi üm un bi 90 Jupitermassen.

Liekers finnt ok in Brune Dwargen Fusionsvörgang statt, vun wegen dat eenige Fusionsreakschonen ok al bi sietere Temperaturen aflopen doot as dat bi’t Waterstoffbrennen de Fall is. Dat is vör allen dat Lithiumbrennen, bi dat vun ruchweg 65 Jupitermassen an oder bi en Karntemperatur vun mehr as 2 Millionen Kelvin en Lithium-7-Karn mit en Proton reageert, un dat Deuteriumbrennen, bi dat vun ruchweg 13 Jupitermassen an en Deuteriumkarn un en Proton to en Helium-3-Karn versmölt

Bi disse Definitschoon liggt de Ünnergrenz för de Masse bi 13 Jupitermassen, also de Grenz för de Deuteriumfusion. Hett en Objekt en lüttere Masse, warrt dorto Planet seggt, so lang se üm en Steern kreist. Objekten, de nich Deel vun en Sünnsystem sünd, man sik free üm de Mitt vun de Melkstraat bewegt, warrt Planemos nöömt, vun wegen dat över de Afkumst vun disse Objekten nix bekannt is. Vele Exoplaneten wiest blangen grote Massen, de deelwies sogor in’t Rebeet vun de Brunen Dwargen liggen künnen, mit hoge Exzentrizitäten un lütte Afstännen vun’n Zentralsteern Bahnparameters op, de een eher bi en stellaren Begleiter vermoden de as bi’n Planeten. Wohrhaftig warrt ok tomindst en Exoplanet as Kandidat för en Brunen Dwarg inordent. Bi de Objekten ünner dörteihn Jupitermassen is aver noch keen eenheitlich Benömen aftosehn.

In de eersten Arbeiten över Brune Dwargen is dat Kriterium vunt Entstahn anwennt worrn: Brune Dwargen hett man all Objekten nöömt, de as de Steerns dör dat tohopentehn vun en Gaswulk tostannen kamt, man in de keen Waterstofffusion in Gang kummt. Dat is anners as bi de Planeten, de in de Akkretschoonsschiev vun Steerns enstahn doot. Disse Definitschoon bargt aver Problemen, vun wegen dat de Achtergrund vun’t Entstahn vun de lichteren Objekten blots mit groten Opwand opklort warrn kann – wenn överhaupt. Dat Kriterium vun de Fusion warrt noch nich allgemeen anwennt, is Anfang vun’t 21. Johrhunnert aver fakener in Bruuk as dat annere, dat blots noch vun de ölleren Pioneeren op dat Rebeet verwennt warrt.

Entstahn[ännern | Bornkood ännern]

De Vörgang, woans de Brunen Dwargen tostannen kamt, is noch nich eendüdig utforscht. In’n Groten un Ganzen gifft dat aver fief Mööglichkeiten:[1]

  • Se warrt na de sülven Mechanismen ut en Gaswulk billt as de Steerns, blots mit den Ünerscheed, dat jemehr Masse nich reckt, üm dat Waterstoffbrennen to tünnern.
  • Se fangt jemehr Entwickeln an as Deel vun en Mehrfacksystem in en Globule, warrt aver ut dat System rutsleudert, eh se de nödige Masse för’t Waterstoffbrennen hebbt.[2]
  • Se entstaht as de Planeten in en protoplanetaren Schiev un warrt later in de Entwickeln ut dat Planetensystem rutsleudert.[3]
  • In junge masserieke Steernhopens kann de ioniseeren Strahlen vun massive O- un B-Steerns de protostellare Akkretschoonsschiev tonichten maken, eh disse Objekten de nödige Masse för’t Waterstoffbrennen opnahmen hebbt.
  • Drange Begegnungen mit annere Steerns in en jungen Steernhopen künnt de Akkretschoonsschiev tonichten maken, eh dat Waterstoffbrennen tünnern kann.

In dat Rebeet vun’t Steernentstahn Chamaeleon I, dat eerst en poor Millionen Johren oolt is, sünd 34 Brune Dwargen opdeckt worrn. Bi dree dorvun künn tosätzlich en Akkretschoonsschiev nawiest warrn, de tyypsch is för junge Steerns.[4][5]

De Nawies vun en T-Tauri-Phaas bi mehrere Brune Dwargen, de bit dorhen blots bi junge Steerns op de Hööftreeg bekannt weer, is ok en Henwies för de glieke Entstahnshistorie tomindst bi en Deel vun de Brunen Dwargen.

Egenschoppen[ännern | Bornkood ännern]

Brune Dwargen sünd wat jemehr cheemsche Tosamensetten angeiht, to verglieken mit de Steerns. Blots Brune Dwargenm de in Akkretschoonsschieven tostannen kamt, bargt mööglicherwies en Steenkarn – för dissen Weg vunt Entstahn gifft dat opstunns aver noch keen Belegen.

För Dwargsteerns, de teemlich licht sünd, stellt sik inn Karn unafhangig vun de Masse en Gliekgewichtstemperatur in, de bi ruchweg 3 Millionen Kelvin liggt un bi de de Waterstofffusion den op’n Slag anfangt. Dat de Temperatur gliek blieven deit, bedüüt, dat de Radius in Proportschoon steiht to de Masse: Je lütter de Masse, desto grötter is de Dicht in’n Karn. Stiggt de Karmdicht an, öövt de Elektronen en tosätzlichen Gegendruck gegen dat gravitative Tohopentrecken ut, de dör en deelwies ut de Oort slahn vun de Elektronen vun wegen dat Pauli-Prinzip utlöst warrt un to en sietere Ophitten vun’n Karn föhrt.

Bi en Metallizität as bi de Sünn föhrt dat bi weniger as 75 Jupitermassen dorto, dat de nödige Temperatur för’t Tünnern vunvt Waterstoffbrennen nich mehr tostannen kummt un en Brunen Dwarg entsteiht. De Verloop vun de Elektronen-Degeneratschoon un ok de Egenschoppen vun de lichtesten Steerns sünd noch nich in all Aspekten verstahn. Dorüm sünd in de Literatur Weerten twüschen 70 un 78 Jupitermassen angeven, in ne’ere Bereken geiht man vun 72 bit 75 Jupitermassen ut. Vun wegen dat quantenmechaansche ut de Oort slahn vun de Elektronen warrt Brune Dwargen, jüst so as Witte Dwargen, Neutronensteerns un Swarte Löcker, as kumpakte Objekten betekent

De Fusionsvörgäng hebbt bi junge Brune Dwargen en Bidrag to de Energiebilanz, man in keen Phaas vun’t Entwickeln sünd disse BIdrääg mit den vun de Gravitatschoonsenergie to verglieken. Un dorüm fangt Brune Dwargen an’t Enn vun de Akkretschoonsphaas an aftoköhlen. De Fusionsvörgäng binnen in maakt dat Afkählen blots för 10 bit 50 Millionen Johren langsomer.

Transport vun de Temperatur[ännern | Bornkood ännern]

Jüst as bi Steerns mit weniger as 0,3 Sünnmassen, billt sik bi Brune Dwargen – in’n Gegensatz to swore Steerns – keen Schalenstruktur ut. Se sünd also vullstännig konvektiv. Dat heet, de Materialtransport, un dormit okde vun de Warms, finnt vun’n Karn bit an de Böverflach statt. Dorbi warrt dat Objekt vullstännig dörmischt un de Temperatur ok gliekmatig över dat Binnere angeleken. Ünnersöken vun de Methandwargen as t. B. Gliese 229 B laat allerdings vermoden, dat disse Konvekschoonszoon bi öllere un al wat köllere Brune Dwargen nich mehr bit an de Böverflach recken deit un sik an de Steed mööglicherwies en Atmosphäär utbillt, as bi de Gasresen.

Grött[ännern | Bornkood ännern]

Gröttenvergliek twüschen Sünn, Brunen Dwarg, Jupiter un Eer (v.l., NASA)

Dat ut de Oort slahn vun de Elektronen föhrt to en Afhangigkeit twüschen Radius un Masse bi Brune Dwargen vun R ~ M−¹/3. Eerst ünner de Massengrenz vun de Brunen Dwargen verlütt de Degeneratschoon vun de Elektronen eher Bedüden un en Massenafhangigkeit bi kunstante Dicht vun R ~ M+¹/3 stellt sik in. De swacke reziproke Massenafhangigkeit vun de Brunen Dwargen föhrt to en ruchweg kunstanten Radius över dat hele Massenrebeet, de üm un bi den Jupiterradius entspreken deit. De lichteren Brunden Dwargen sünd dorbi gröter as de sworeren.

Spektralklassen[ännern | Bornkood ännern]

De Spektralklassen, de för de Steerns defineert sünd, künnt op de Brunen Dwargen an sik nich anwennt warrn, as sik dat bi jem nich üm Steerns hannelt. Bi Temperaturen över 1800 bit 2000 K fallt se bi’t Beobachten aver in dat Rebeet vun de L- un M-Steerns, vun wegen dat de optischen Egenschoppen blots vun de Temperatur un de Tosamensetten afhangt. Dorüm warrt de Spektralklassen ok för de Brunen Dwargen bruukt, wobi se hier aver keen direkte Informatschoon över de Masse geevt, man blots över de Kombinatschoon vun Öller un Masse.

Es sworen jungen Brunen Dwarg fangt in’t middlere Rebeet bi ruchweg 2900 K an un dörlöpt alle lateren M- un L-Typen. Lichtere Brunde Dwargen fangt glieks bi latere Typen an. Dat ünner Enn vun de Hööftsequenz is nich nipp un nau bekannt, liggt aver wohrschienlich twüschen L2 un L4, also in en Temperaturrebeet ünner 1800 bit 2000 K. Bi latere, köllere Typen hannelt sik dat mit Sekerheit üm Brune Dwargen.

För de kölleren Brunen Dwargen as to’n Bispeel Gliese 229B mit en Temperatur vun üm un bi 950 K is mit den T-Tyyp en wietere Spektralklass inföhrt worrn, de mit Temperaturn ünner ruchweg 1450 K op Steerns nich mehr anwennt warrn kann. As dat Spektrum in dit Temperaturrebeet vör allen vun starke Methanlienen prägt is, seggt man to Brune Dwargen vun’n T-Tyyp tomeist Methandwargen seggt. De küllste vundaag bekannte Brune Dwarg, 2MASS J04151954-0935066, wiest bi en Temperatur vun 600 bis 750 K as T9-Dwarg al liecht afwieken Egenschoppen as annere T-Dwargen op, so dat wohrschienlich en wietere Spektralklass inföhrt warrn mutt, wenn noch mehr vun disse külleren Objekten opdeckt warrt. Vör 2MASS J0415-0935 weer Gliese 570D mit ruchweg 800 K de küllste bekannte Brune Dwarg.

Männigkeit[ännern | Bornkood ännern]

Dat gifft en eenfacke Massenfunkschoon to’n Beschrieven vun de relative Tall vun steernglieke Objekten in Betog op jemehr Masse, neemlich de Oorsprüngliche Massenfunkschoon. Disse Massenfunkschoon schüll ahn Ännern in’t Rebeet vun de sworen Brunen Dwargen wieter gahn,[6] vun wegen dat tomindst de Anfangstiet vun’t Steernenstahn mit dat Tosamenfallen vun en Gaswulk unafhangig is vun de Oort vun’t Objekt, wat sik dorut entwickelt. Dat heet, dat de Wulk nich „weten“ kann, dat an’t Enn en Brunen Dwarg oder en Steern dorbi rutkummt. In’t Rebeet vun de lichteren Brunen Dwargen warrt de Massenfunkschoon aver afwieken, vun wegen dat hier ok de annern Vörgäng (kiek in’n Afsnitt Entstahn) en Bidrag levern künnt un över de Mindstmasse to’n annern nich veel bekannt is.[7] En naue Bestimmen vun de Männigkeit oder vun de Massenfunkschoon vun de Brunen Dwargen is dorüm nich blots vör de Vörgäng bi’t Entstahn vun de Brunen Dwargen wichtig, man se driggt ok to’t Verstahn vun de Vörgang bi’t Steernentstahn allgemeen bi,

Siet Gliese 229B opdeckt worrn is, sünd sünners bi de Steerndörmustern 2MASS,[8] DENIS un SDSS mehrere hunnert Brune Dwargen funnen worrn, as ok bi’t intensive Dörkieken vun Apene Steernhopens un Rebeden vun’t Steernentstahn.

Nawiesmethoden[ännern | Bornkood ännern]

Brune Dwargen sünd swor to kennen, as jümmer Lüchtkraft so lüt is. In fröhe Ehtwickelnsphasen künnt se butendem licht mit Rode Dwargen verwesselt warrn. För den kloren Nawies vun Brune Dwargen gifft dat verschedene Mööglichkeiten:

Lüchtkraft
Fusionsvörgäng speelt bi Brune Dwargen blots en ünnerordente Rull bit Freesetten vun de Energie. Ut den Grund nimmt de Lüchtkraft mit de Tiet af. Wenn de meten Lüüchtkraft ünner de vun de lichtesten Steerns liggt (dat is dat 10−4-facke vun de Lüchtkraft vun de Sünn), denn k ann dat blots en Brunen Dwarg wesen. De Lüchtkraft kann aver blots denn to’n Ünnerscheden bruukt warrn, wenn ok de Afstand bekannt is, as to’n Bispeel in Steernhopens. Disse Methood is in de 1980er Johren anwennt worrn bi de eersten Versöken, Brune Dwargen natowiesen. In de Twüschentiet weet een aver, dat de Methood nich so akkerat is. Bi vele opdeckte Kandidaten is laterhen en verkehrten Afstand faststellt worrn.
Temperatur
De Lüchtkraft L kann över dat Stefan-Boltzmann-Gesett en effektive Böverflachentemperatur Teff toordent warrn mit Teff ~ L1/4, de sik aver velle weniger ännert as de Lüchtkraft. De Temperatur kann aver teemlich licht ut dat Lienenspektrum vun dat Objekt bestimmt warrn. Warrt en Temperatur meten, de düütlich sieter is as de lüttste Temperatur bi Steerns vun üm un bi 1800 K, kann dat blots en Brunen Dwarg wesen.
Masse
Bi Dubbelsystemen mit’n Brunen Dwarg kann de Masse över’t Utmeten vun de Bewegen ün den gemeesomen Swoorpunkt bestimmt warrn, sülvst wenn de Brune Dwarg sülvst nich beobacht warrn kann. Dat is de glieke Situatschoon as bi de Exoplaneten. De direkte Bestimmen vun de Masse is de eenzige Mööglichkeit, junge Brune Dwargen an de böveren Massegrenz natowiesen.
Methan
In de Atmosphäär vun Brune Dwargen künnt sik kumplexere Molekülen billn, vör allen Methan. In en Steernatmosphäär is dat nich mööglich, so dat de Nawies vun Methan en eendüdigen Henwies op en Brunen Dwarg is. Dorbi hannelt sik dat denn üm en ölleren un kölleren Brunen Dwarg vun’n T-Tyyp.
Lithiumtest
De Nawies vun neutral Lithium in’t Spektrum is ok en gode Mööglichkeit Brune Dwargen fasttostellen un kann in en wiet Rebeet anwennt warrn. De Lithiumtest is 1992 vun Rafael Rebolo vörslahn worrn. 1996 is de vun Gibor Basri to’n eersten mol anwennt worrn.[9]
Bi Massen vun mehr as 65 Jupitermassen warrt Lithium-7 dör Fusion in Helium-4 ümsett. Dör dissen Vörgang is de Vörraat an Lithium bi lichte Steerns na ruchweg 50 Millionen Johren opbruukt. Bi Brune Dwargen duert dat bit to 250 Millionen Johren. Vun wegen dat lichte Steerns vullstännig konvekteeren doot, nimmt dat Lithumvörkamen in’n Gegensatz to swore Steerns as de Sünn aver nich blots in’t Fusionsrebeet in’n Karn af, man kann ok an de Böverflach beobacht warrn.
De Lithiumtest alleen gifft aver noch keen eendüüdig Resultat. To’n een kummt Lithium ok in düchtig junge Steerns vör un to’n annern is in öllere Brune Dwargen mit Massen vun mehr as 65 Jupitermassen keen Lithium mehr natowiesen.
Kann een aver in steernglieke Objekten mit en Temperatur vun weniger as 2800 K utprägte Lithium-7-Lienen nawiesen, is dat klor en Brunen Dwarg. De Lienen vun’t neutrale Lithium liggt bito noch in’t rode Spektralrebeet un künnt dorüm ok mit Teleskopen op de Eer bannig goot ünnersöcht warrn. Dör de gode Nawiesborkeit hett sik disse Methood för den Nawies vun Brune Dwargen as Standard vundaag dörsett.[10]

Verdelen[ännern | Bornkood ännern]

Steernhopens[ännern | Bornkood ännern]

Vele Brune Dwargen sünd al in junge apene Steernhopens as de Plejaden nawiest worrn, man opstunns is noch keen Hopen vullstännig dörsöcht worrn. In disse Rebeden sünd bito noch vele wietere Kandidaten bekannt, vun de noch nich klor is, wat se to de Brunen Dwargen oder ok to den Steernhopen sülvst tellt. Eerste Analysen passt in’n Rahmen vun’t Fehlerafsschätzen mit de stellaren Massenfunkschoon tosamen, deelwies gifft dat aver ok bannige Afwieken. Opstunns is dat noch to fröh, üm dorut op en verännerte Massenfunkschoon in’t Rebeet vun de Brunen Dwargen to sluten.

Rebeden vun’t Steernentstahn[ännern | Bornkood ännern]

In Rebeden, woneem Steerns tostannen kamt, is de Nawies vun de Brunen Dawrgen bannig swoor, vun wegen dat se dör jemehr jung Öller un de dormit verbunnen hogen Temperatur blots wenig vun junge Steerns ünnerscheed. Dorto kummt de hoge Stoffandeel, de to en hoge Extinkschoon dat Beobachten swoor maakt. De Methoden, de hier anwennt warrt, hangt stark vun’t Modell af, so dat hier eerst wenige Brune Dwargen eendüdig nawiest worrn sünd. De bither afleidte Massenfunkschonen wiekt to’n Deel bannig dull vun de stellaren Massenfunkschoon af, wiest togliek aver ok’n groten Fehler op.

Dubbelsystemen[ännern | Bornkood ännern]

Bi Systemen mit Brune Dwargen sütt dat na eerste Resultaten vun Steerndörmustern so ut, dat bi’t vullstännige Dörmustern vun de F- bit M0-Steerns in de Sünnneeg blots en poor Brune Dwargen in drange Dubbelsystemen mit en Afstand vun weniger as dree Astronoomsche Eenheiten (AE) funnen worrn sünd, wiel disse Afstännen bi 13 Prozent vun de Dubbelsteernsystemen vörkummt. In de Literatur warrt disse Beobachten tomeist as Brown Dwarf Desert beschreven[11] Bi grote Afstännen över 1000 AE schient dat aver keen Ünnerscheed twüschen stellare Begleiders un Brune Dwargen to geven. Dat is aver ut Hoochreken op de Grundlaag vun teemlich wenige Beobachten afleidt un dorüm noch nich seker.

Ruchweg 20 % vun de L-Dwargen, de mööglicherwies to’n gröttsten Deel to de Brunen Dwargen tellt, hebbt en wieteren Brunen Dwarg as Begleider. Dor sünd aver keen Dubbelsystemen funnen worrn mit en Afstand vun mehr as 20 AE.

Ok wenn de Tallen noch teemlich unseker sünd, gellt dat as seker, dat twüschen de beiden Systemen F–M0-Steerns/Bruun Dwarg un L-Dwarg/Bruun Dwarg en grundleggen Ünnerscheed besteiht. De Oorsaken leegt wohrschienlich in de Vörgang vun’t Entstahn vun de Brunen Dwargen. Sünners de Anhangers vun de „utstötten Steernembryos“ – dat heet dat Tostannenkamen in en Mehrfacksystem un dat Rutkatapulteeren in en fröhe Entwickelnsstoop – seht disse Verdelen as de natüürliche Folg vun jemehr Theorie an.

Isoleerte Brune Dwargen[ännern | Bornkood ännern]

De 2MASS- un DENIS-Dörmustern hebbt al mehrere hunnert Brune Dwargen opdeckt, liekers dat de Dörmustern noch nich afslaten is. Eerste Analysen düüt dorop hen, dat de stellare Massenfunkschoon teemlich wiet in’t Rebeet vun de Brunen Dwargen recken deit. De Vörgang vun’t Entstahn vun de Brunen Dwargen, mit Utnahm vun de bannig lichten, schient dorna also teemlich drang mit de Vörgäng bi’t Steernentstahn tosamentohangen, de dormit ok de Populatschoon vun de Brunen Dwargen verklort.

Öllerbestimmen vun junge Steernhopens[ännern | Bornkood ännern]

De Lithiumtest levert för Steernhopens as’n „Bieffekt“ en Massengrenz bit to de Lithium nawiest warrn kann un de lithium depletion boundary nöömt warrt. Mit disse Masse kann een dat Öller vun den Steernhopen bestimmen. Man, disse Methood funkschoneert blots denn, wenn de Hopen jünger as ruchweg 250 Millionen JOhren is. Anners liggt disse Massengrenz kunstant bi 65 Jupitermassen.

Op disse Wies is 1999 dat Öller vun de Plejaden ümmehr as 50 Prozent op üm un bi 125 Millionen Johren na baven korrigeert worrn. In de folgen Tiet geev dat noch mehr Ännern in disse Oort, ünner annern för α Perseus un IC 2391. Ofschoonst dat Brune Dwargen in grote Afstännen blots swoor natowiesen sünd un de Lithiumtest blots bi teemlich junge Hopens bruukt warrn kann, üm dat Öller to bestimmen, kann disse Methood liekers as en gode Liekmööglichkeit för annere Methoden to’n Dateren anwennt warrn.

Historie[ännern | Bornkood ännern]

Künstlerische Dorstellen vun dat Epsilon Indi-System

Shiv Kumar hett 1963 to’n eersten mol överleggt, dat bi’t Tostannen Kamen vun Steern sok Objekten entstahn künnen, de en so lütte Masse hebbt, dat se nich de nödige Temperatur tügen künnt, üm dat Waterstoffbrennen to tünnern. De Begreep Bruun Dwarg is aver eerst 1975 dör Jill Tarter vörslahn worrn. De Naam weer an sik nich ganz richtig, vun wegen dat ok Brune Dwargen root utseht, man de Begreep Root Dwarg weer al för de lichtesten Steerns bruukt.

In de 1980er Johren geev dat verschedene Versöken, disse hypotheetschen Objekten to finnen. De eerste eendüdige Nawies vun en Brunen Dwarg weer aver eerst 1995 mit Gliese 229 B. Dorför sorgt hebbt to’n een de düütliche Verbetern vun de Fienföhligkeit vun de Teleskopen. To’n annern sünd ok de theoreetschen Modellen verbetert worrn, de en beter’t Ünnerscheden to swack lüchten Steerns mööglich maken deen. In wenige Johren weern denn mehrere hunnert Brune Dwargen nawiest, un de Tall vun wietere möögliche Kandidaten is jüst so groot. De Brunen Dwargen, de an’n neegsten to de Sünn staht, billt (Stand: 2004) dat Dubbelsystem Epsilon-Indi-B in en Afstand vun ruchweg 11,8 Lichtjohren.

Dat Ünnersöken vun de Brunen Dawrgen steiht noch an’n Anfang, hett aver ok vundaag al veel to uns Verstahn un Weten över dat Universum bidragen.

Kiek ok[ännern | Bornkood ännern]

Literatur[ännern | Bornkood ännern]

  • Basri, Gibor: "A Decade Of Brown Dwarfs". In: Sky & Telescope, Mai 2005 (p.34-40)
  • Ben R. Oppenheimer, S. R. Kulkarni, John R. Stauffer: Brown Dwarfs. In: Protostars and Planets. Bd 4. University of Arizona Press, Tucson 1999, Academic Press, San Diego Cal 2000 (grote Översicht över den Wetensstand vun 1998,).
  • Shiv S. Kumar: The Bottom of the Main Sequence and Beyond. Speculations, Calculations, Observations, and Discoveries (1958-2002). In: ASP Conference Series. Bd. 30. Astronomical Society of the Pacific, San Francisco 2002, ISSN 1080-7926}.
  • Bo Reipurth, Cathie Clarke: The Formation of Brown Dwarfs as Ejected Stellar Embryos. In: The Astronomical Journal. 2001, ISSN 0004-6256, S.432-439 (Grundlagen un Diskusschoon vun dit Entstahnsmodell).
  • Ray Jayawardhana, Subhanjoy Mohanti, Gibor Basri: Evidence for a T Tauri Phase in Young Brown Dwarfs]. In: The Astrophysical Journal. 592, 2003, S. 282–287 ISSN 0571-7248).
  • Coryn Bailer-Jones, Wolfgang Brandner, Thomas Henning: Braune Zwerge. Entstehung, Scheiben, Doppelsysteme und Atmosphären. in: Sterne und Weltraum. 45, Nr. 2, 2006, ISSN 0039-1263, S. 34–42.
  • I.N. Reid, S. L. Hawley: New Light On Dark Stars - Red Dwarfs, Low-Mass Stars, Brown Dwarfs. 2. Oplaag. Springer, Berlin 2005, ISBN 978-3-540-25124-8.

Weblenken[ännern | Bornkood ännern]

Commons-logo.svg Brune Dwargen. Mehr Biller, Videos oder Audiodateien to’t Thema gifft dat bi Wikimedia Commons.

Borns[ännern | Bornkood ännern]

  1. A. Whitworth et al.: „The Formation of Brown Dwarfs: Theory“< afropen an’n 16. November 2009
  2. S. P. Goodwin & A. Whitworth: „Brown dwarf formation by binary disruption“ afropen an’n 16. November 2009
  3. Dimitris Stamatellos et al.: „Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs“ afropen an’n 16. November 2009
  4. K. L. Luhman et al.: „Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk“ afropen an’n 16. November 2009
  5. K. L. Luhman et al.: „Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk“ afropen an’n 16. November 2009
  6. K. L. Luhman et al.: „The Initial Mass Function of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in Young Clusters“ afropen an’n 17. November 2009
  7. Ingo Thies & Pavel Kroupa: „A discontinuity in the low-mass initial mass function“ afropen an’n 17. November 2009
  8. „Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in 2MASS“, University of Massachusetts, California Institute of Technology afropen an’n 17. November 2009
  9. Gibor Basri Gibor et al.: „Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars“ afropen an’n 17. November 2009
  10. Gibor Basri: „The Lithium Test for Young Brown Dwarfs“ afropen an’n 17. November 2009
  11. Daniel Grether et al.: „How Dry is the Brown Dwarf Desert?: Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs and Stellar Companions around Nearby Sun-like Stars“ afropen an’n 17. November 2009