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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91564" data-attributes="member: 2506"><p>Die Existenz substellarer Objekte mit geringen Massen, weniger als 8% derjenigen der Sonne, wurde in den frühen 60er Jahren des letzten Jahrhunderts in Theorien als verhinderte Sterne (failed stars) vorausgesagt. Erst 1995 gelang ihr endgültiger Nachweis. Ein "richtiger" Stern muss mehr als 0,08 Sonnenmassen (entsprechend 84 Jupitermassen) aufweisen, damit Kernfusionen des Wasserstoffs zu Helium bei etwa 10 Millionen [K] in seinem Innern ablaufen können. Braune Zwerge , deren Massen zwischen 13 und 75 Jupitermassen liegen, sind jedoch nicht in der Lage, genügend Gravitationsdruck und damit die erforderlichen Zentraltemperaturen zu erzeugen. Lediglich in ihrer Anfangsphase, direkt nach ihrer Entstehung, können sie das wenige vorhandene, primordiale (= urzeitliche) Deuterium (so genannter Schwerer Wasserstoff, bestehend aus einem Proton und einem Neutron) mit Wasserstoff verschmelzen, wobei ein Gamma- Quant freigesetzt wird:</p><p></p><p>2D + 1H --> 3He + ³</p><p></p><p>Das gelingt allerdings nur bei ausreichender Masse, welche den meisten Braunen Zwergen aber fehlt. Selbst wenn, ist dieser knappe Brennstoff bald verbraucht und der Stern kühlt von den höchstens erreichten 3000 [K] immer weiter ab, bis er zuletzt nur noch ein kalter Materieklumpen wird. Die von Braunen Zwergen abgestrahlte Energie stammt neben den kargen Deuterium- Fusionen ausschließlich aus der in Wärme umgewandelten Gravitationsenergie.</p><p></p><p>Trapez im OrionDie hellen Sterne auf diesem Bild markieren das bekannte Trapez, einem offenen Sternhaufen im Orion- Nebel. Die noch sichtbaren, unscheinbaren "Sternchen" sind vermutlich alle Braune Zwerge oder umherirrende jupiterähnliche Planeten. Braune Zwerge findet man überwiegend in den Sternentstehungsgebieten, wie z.B. den Plejaden, weil sie hier noch jung und relativ "warm" sind.</p><p></p><p>Nach Beendigung der spärlichen Kernreaktionen kontrahieren Braune Zwerge vielleicht noch um einen geringen Betrag, weil der schwache Gas- und Strahlungsdruck aus dem Zentrum nachlässt und können sich dabei sogar noch ein wenig weiter erwärmen. Doch ab jetzt wird endgültig keine weitere Energie mehr im Kern freigesetzt, denn die Fusionen kamen zum Stillstand, da mangels Masse die gravitationsbedingte Verdichtung nicht die erforderliche Temperatur erzeugt. Der Stern wird nach Erreichen seiner Höchsttemperatur nun immer lichtschwächer und strahlt Licht im roten Spektralbereich, zuletzt nur noch Infrarotstrahlung ab. In den Teleskopen erscheint er damit nur noch schwachrot bis dunkelorange, daher der Name Brauner Zwerg. Diese Bezeichnung, geprägt Anfang der 70er Jahre, geht übrigens auf die Astrophysikerin Jill Tarter zurück, die heute am SETI- Institut arbeitet.</p><p></p><p>Größenvergleich Brauner ZwergIn dieser Darstellung sehen wir die Größenverhältnisse von Sonne und Jupiter zu einem Braunen Zwerg.</p><p>Die verhinderten Sterne werden oft mit der Bezeichnung Gliese und einer Nummer versehen, das geht zurück auf den Astronomen Wilhelm Gliese (1915- 1993), der einen Katalog der nächsten Sterne erstellte (CNS, Catalogue of Nearby Stars). Gliese arbeitete lange Zeit am Astronomischen Recheninstitut Heidelberg (ARI), und noch heute kann man dort in seinem Katalog ARICNS die Daten für jeden einzelnen Stern abrufen. </p><p></p><p>Der Nachweis eines Braunen Zwergs ist naturgemäß recht schwierig, wenn auch die heutigen Instrumente der Astronomen immer weiter verbessert werden. Neben der geringen Größe und der schwachen Leuchtkraft erkalten sie auch recht schnell, weil sie keine Energie durch Fusionsprozesse freisetzen können und ihre geringe Masse zudem kein guter Wärmespeicher ist. Nach Erreichen der Höchsttemperatur dauert es nur etwa 10 Millionen Jahre, bis sie langsam aus dem sichtbaren Lichtspektrum verschwinden. Deshalb kann man Braune Zwerge am besten in näherer Umgebung in Sternsystemen entdecken, die noch recht jung sind. Danach sind sie zu dunkel und lassen sich nur noch im Infrarotbereich detektieren. Einen Vorteil gegenüber den wasserstoffbrennenden Sternen haben Braune Zwerge allerdings: Sie haben eine praktisch unbegrenzte Lebensdauer, denn sie durchlaufen keine stellartypische Entwicklung.</p><p></p><p>Irgendwann ist der Braune Zwerg völlig erkaltet und zieht dann als schwarzer, unsichtbarer Materiehaufen (bitte nicht verwechseln mit einem Schwarzen Loch, dessen Masse ist um einige Potenzen größer!) seine Bahn durch die Galaxis. Man vermutet, dass allein in unserer Milchstraße, vor allem in ihrem Halo, etliche Milliarden dieser Zwerge existieren. Sie könnten prinzipiell einen deutlichen Beitrag zur Dunklen Materie liefern. Allerdings bleibt noch zu klären, wieso ausgerechnet im Halo der Galaxis vermehrt dieser Sterntypus entstanden sein soll. Zudem sind ihre Massen wohl doch zu gering, um die Dunkle Materie zu erklären. So finden wir in einer Sonnenumgebung von 8 [pc] 7 Weiße Zwerge und etwa 250 Braune Zwerge, die zusammengenommen gerade die Masse der Weißen Zwerge ausmachen.</p><p></p><p>Brauner Zwerg Gliese 229 BDas Auflösungsvermögen des Hubble- Teleskops verdeutlichen diese beiden Aufnahmen eines Braunen Zwergs. Die linke Aufnahme gelang mit dem 60"- Teleskop auf Mt. Palomar, die rechte wurde von Hubble gemacht. Sie zeigen den kühlen, roten Zwergstern Gliese 229 A und seinen kleinen Begleiter, Gliese 229 B, einen Braunen Zwerg. Das System befindet sich in 19 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Lepus (Hase), 1995 gelang diese erste Entdeckung eines Braunen Zwergs. Er hat eine Oberflächentemperatur von gerade noch 1000 [K] und deshalb eine um den Faktor 100 000 schwächere Leuchtkraft wie die Sonne. Mit einer 20 bis 50- fachen Jupitermasse ist er diesem Planeten doch etwas ähnlich, zumal ein hoher Methan- Anteil seiner Oberfläche bestimmt wurde, der sich aufgrund der niedrigen Temperatur bilden konnte. Jedoch entstehen Braune Zwerge wie andere Sterne auch durch Kontraktion einer interstellaren, überwiegend aus Wasserstoff bestehenden Gaswolke. Planeten dagegen bilden sich durch Aufsammeln von Materie in zirkumstellaren Gas- und Staubscheiben, welche eine gerade entstehende Sonne umgeben.</p><p></p><p>Wie kann man eigentlich, so stellt sich die Frage, einen Braunen Zwerg von einem anderen Stern unterscheiden? Schließlich könnte das beobachtete Objekt auch ein Roter Zwerg sein, ein abkühlender Stern mit geringer Masse, die aber mehr als 8% der Sonnenmasse beträgt. Des Rätsels Lösung ist das Element Lithium, welches man durch spektrale Zerlegung des Sternlichts nachweisen kann. Braune Zwerge sind nicht in der Lage, Fusionen ablaufen zu lassen. Das in ihnen enthaltene, noch vom Urknall stammende Lithium ist also unverändert erhalten geblieben und wir können seine Linie im Spektrum entdecken. Ein Stern mit mehr als etwa 0,065 Sonnemassen erzeugt in seinem Innern eine Temperatur von etwa 2 Millionen [K]. Protonen (Wasserstoffkerne) werden dadurch so schnell, dass sie beim Zusammenstoss das aus 3 Protonen und 4 Neutronen bestehende Lithium zu zwei Heliumkernen (je 2 Protonen und Neutronen) aufspalten:</p><p></p><p>1H + 7Li --> 2 4He</p><p></p><p>Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg!</p><p></p><p>Vergleich Brauner Zwerg mit echtem Stern Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann.</p><p></p><p>Gliese 229 A und BWir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 [AE] entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 [K] hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte.</p><p></p><p><span style="color: red">Zwergsterne:</span></p><p></p><p>inige Zahlen</p><p></p><p>In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden.</p><p></p><p>Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [Kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [Km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [Km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund</p><p>1 400 000 [Km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 × 1030 [Kg]).</p><p></p><p>Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten.</p><p></p><p>Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages.</p><p></p><p>Rotation</p><p></p><p>Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation.</p><p>Differentielle RotationIn nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne.</p><p></p><p></p><p></p><p>Aufbau</p><p></p><p>Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen:</p><p></p><p>Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 [Km] Temperatur</p><p>Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 [K]</p><p> Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 [K]</p><p> 210 6.600 000 [K]</p><p> 560 1.300 000 [K]</p><p> Energietransport durch Konvektion 680 100 000 [K]</p><p>Photosphäre sichtbare Strahlung 400 [Km] dick 9000 [K]</p><p>Sonnenrand 696 4300 [K]</p><p>Chromosphäre 698 5000 [K]</p><p> 704 300 000 [K]</p><p>Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 [K]</p><p></p><p>Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma.</p><p></p><p>Schnitt durch die SonneEin Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt.</p><p></p><p>Sonneninneres</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91564, member: 2506"] Die Existenz substellarer Objekte mit geringen Massen, weniger als 8% derjenigen der Sonne, wurde in den frühen 60er Jahren des letzten Jahrhunderts in Theorien als verhinderte Sterne (failed stars) vorausgesagt. Erst 1995 gelang ihr endgültiger Nachweis. Ein "richtiger" Stern muss mehr als 0,08 Sonnenmassen (entsprechend 84 Jupitermassen) aufweisen, damit Kernfusionen des Wasserstoffs zu Helium bei etwa 10 Millionen [K] in seinem Innern ablaufen können. Braune Zwerge , deren Massen zwischen 13 und 75 Jupitermassen liegen, sind jedoch nicht in der Lage, genügend Gravitationsdruck und damit die erforderlichen Zentraltemperaturen zu erzeugen. Lediglich in ihrer Anfangsphase, direkt nach ihrer Entstehung, können sie das wenige vorhandene, primordiale (= urzeitliche) Deuterium (so genannter Schwerer Wasserstoff, bestehend aus einem Proton und einem Neutron) mit Wasserstoff verschmelzen, wobei ein Gamma- Quant freigesetzt wird: 2D + 1H --> 3He + ³ Das gelingt allerdings nur bei ausreichender Masse, welche den meisten Braunen Zwergen aber fehlt. Selbst wenn, ist dieser knappe Brennstoff bald verbraucht und der Stern kühlt von den höchstens erreichten 3000 [K] immer weiter ab, bis er zuletzt nur noch ein kalter Materieklumpen wird. Die von Braunen Zwergen abgestrahlte Energie stammt neben den kargen Deuterium- Fusionen ausschließlich aus der in Wärme umgewandelten Gravitationsenergie. Trapez im OrionDie hellen Sterne auf diesem Bild markieren das bekannte Trapez, einem offenen Sternhaufen im Orion- Nebel. Die noch sichtbaren, unscheinbaren "Sternchen" sind vermutlich alle Braune Zwerge oder umherirrende jupiterähnliche Planeten. Braune Zwerge findet man überwiegend in den Sternentstehungsgebieten, wie z.B. den Plejaden, weil sie hier noch jung und relativ "warm" sind. Nach Beendigung der spärlichen Kernreaktionen kontrahieren Braune Zwerge vielleicht noch um einen geringen Betrag, weil der schwache Gas- und Strahlungsdruck aus dem Zentrum nachlässt und können sich dabei sogar noch ein wenig weiter erwärmen. Doch ab jetzt wird endgültig keine weitere Energie mehr im Kern freigesetzt, denn die Fusionen kamen zum Stillstand, da mangels Masse die gravitationsbedingte Verdichtung nicht die erforderliche Temperatur erzeugt. Der Stern wird nach Erreichen seiner Höchsttemperatur nun immer lichtschwächer und strahlt Licht im roten Spektralbereich, zuletzt nur noch Infrarotstrahlung ab. In den Teleskopen erscheint er damit nur noch schwachrot bis dunkelorange, daher der Name Brauner Zwerg. Diese Bezeichnung, geprägt Anfang der 70er Jahre, geht übrigens auf die Astrophysikerin Jill Tarter zurück, die heute am SETI- Institut arbeitet. Größenvergleich Brauner ZwergIn dieser Darstellung sehen wir die Größenverhältnisse von Sonne und Jupiter zu einem Braunen Zwerg. Die verhinderten Sterne werden oft mit der Bezeichnung Gliese und einer Nummer versehen, das geht zurück auf den Astronomen Wilhelm Gliese (1915- 1993), der einen Katalog der nächsten Sterne erstellte (CNS, Catalogue of Nearby Stars). Gliese arbeitete lange Zeit am Astronomischen Recheninstitut Heidelberg (ARI), und noch heute kann man dort in seinem Katalog ARICNS die Daten für jeden einzelnen Stern abrufen. Der Nachweis eines Braunen Zwergs ist naturgemäß recht schwierig, wenn auch die heutigen Instrumente der Astronomen immer weiter verbessert werden. Neben der geringen Größe und der schwachen Leuchtkraft erkalten sie auch recht schnell, weil sie keine Energie durch Fusionsprozesse freisetzen können und ihre geringe Masse zudem kein guter Wärmespeicher ist. Nach Erreichen der Höchsttemperatur dauert es nur etwa 10 Millionen Jahre, bis sie langsam aus dem sichtbaren Lichtspektrum verschwinden. Deshalb kann man Braune Zwerge am besten in näherer Umgebung in Sternsystemen entdecken, die noch recht jung sind. Danach sind sie zu dunkel und lassen sich nur noch im Infrarotbereich detektieren. Einen Vorteil gegenüber den wasserstoffbrennenden Sternen haben Braune Zwerge allerdings: Sie haben eine praktisch unbegrenzte Lebensdauer, denn sie durchlaufen keine stellartypische Entwicklung. Irgendwann ist der Braune Zwerg völlig erkaltet und zieht dann als schwarzer, unsichtbarer Materiehaufen (bitte nicht verwechseln mit einem Schwarzen Loch, dessen Masse ist um einige Potenzen größer!) seine Bahn durch die Galaxis. Man vermutet, dass allein in unserer Milchstraße, vor allem in ihrem Halo, etliche Milliarden dieser Zwerge existieren. Sie könnten prinzipiell einen deutlichen Beitrag zur Dunklen Materie liefern. Allerdings bleibt noch zu klären, wieso ausgerechnet im Halo der Galaxis vermehrt dieser Sterntypus entstanden sein soll. Zudem sind ihre Massen wohl doch zu gering, um die Dunkle Materie zu erklären. So finden wir in einer Sonnenumgebung von 8 [pc] 7 Weiße Zwerge und etwa 250 Braune Zwerge, die zusammengenommen gerade die Masse der Weißen Zwerge ausmachen. Brauner Zwerg Gliese 229 BDas Auflösungsvermögen des Hubble- Teleskops verdeutlichen diese beiden Aufnahmen eines Braunen Zwergs. Die linke Aufnahme gelang mit dem 60"- Teleskop auf Mt. Palomar, die rechte wurde von Hubble gemacht. Sie zeigen den kühlen, roten Zwergstern Gliese 229 A und seinen kleinen Begleiter, Gliese 229 B, einen Braunen Zwerg. Das System befindet sich in 19 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Lepus (Hase), 1995 gelang diese erste Entdeckung eines Braunen Zwergs. Er hat eine Oberflächentemperatur von gerade noch 1000 [K] und deshalb eine um den Faktor 100 000 schwächere Leuchtkraft wie die Sonne. Mit einer 20 bis 50- fachen Jupitermasse ist er diesem Planeten doch etwas ähnlich, zumal ein hoher Methan- Anteil seiner Oberfläche bestimmt wurde, der sich aufgrund der niedrigen Temperatur bilden konnte. Jedoch entstehen Braune Zwerge wie andere Sterne auch durch Kontraktion einer interstellaren, überwiegend aus Wasserstoff bestehenden Gaswolke. Planeten dagegen bilden sich durch Aufsammeln von Materie in zirkumstellaren Gas- und Staubscheiben, welche eine gerade entstehende Sonne umgeben. Wie kann man eigentlich, so stellt sich die Frage, einen Braunen Zwerg von einem anderen Stern unterscheiden? Schließlich könnte das beobachtete Objekt auch ein Roter Zwerg sein, ein abkühlender Stern mit geringer Masse, die aber mehr als 8% der Sonnenmasse beträgt. Des Rätsels Lösung ist das Element Lithium, welches man durch spektrale Zerlegung des Sternlichts nachweisen kann. Braune Zwerge sind nicht in der Lage, Fusionen ablaufen zu lassen. Das in ihnen enthaltene, noch vom Urknall stammende Lithium ist also unverändert erhalten geblieben und wir können seine Linie im Spektrum entdecken. Ein Stern mit mehr als etwa 0,065 Sonnemassen erzeugt in seinem Innern eine Temperatur von etwa 2 Millionen [K]. Protonen (Wasserstoffkerne) werden dadurch so schnell, dass sie beim Zusammenstoss das aus 3 Protonen und 4 Neutronen bestehende Lithium zu zwei Heliumkernen (je 2 Protonen und Neutronen) aufspalten: 1H + 7Li --> 2 4He Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg! Vergleich Brauner Zwerg mit echtem Stern Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann. Gliese 229 A und BWir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 [AE] entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 [K] hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte. [COLOR=red]Zwergsterne:[/COLOR] inige Zahlen In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden. Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [Kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [Km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [Km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund 1 400 000 [Km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 × 1030 [Kg]). Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten. Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages. Rotation Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation. Differentielle RotationIn nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne. Aufbau Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen: Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 [Km] Temperatur Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 [K] Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 [K] 210 6.600 000 [K] 560 1.300 000 [K] Energietransport durch Konvektion 680 100 000 [K] Photosphäre sichtbare Strahlung 400 [Km] dick 9000 [K] Sonnenrand 696 4300 [K] Chromosphäre 698 5000 [K] 704 300 000 [K] Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 [K] Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma. Schnitt durch die SonneEin Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt. Sonneninneres [/QUOTE]
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