Kosmische Kaffeepause

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Dr. Ilka Petermann – Arizona State University, Tempe/USA

Wer im Kosmos ein ‚Star‘ wird, hängt hauptsächlich von Gewicht und Größe ab und vor welchem chemischen Hintergrund die große Bühne betreten wird. Wenn es dann aber erst einmal gefunkt hat, müssen Stern und Sternchen ohne Urlaubspause mit stetig andauernden Fusionsprozessen in ihrem Innern gegen die Gravitation arbeiten, um so ihr Gleichgewicht und damit auch ihre Leuchtkraft aufrecht zu erhalten.
Weniger karriereorientiert zeigen sich dagegen die leichtesten Verwandten der Sterne – die soge-nannten ‚Braunen Zwerge‘, kühle Beinahe-Sonnen, die sich in dauerhafter kosmischer Kaffeepause befinden (Abb.1).

Abb.1: Braune Zwerge im Hertzsprung-Russel-Diagramm Quelle: astro.hopkinsschools.org

 

Wenn eine großräumige, diffuse Molekülwolke kollabiert und sich einzelne Fragmente um einen Faktor von bis zu 1020 verdichten, geht ein neues Licht am Himmel auf: ein Stern ist entstanden. Was Sterne ausmacht, ist ihre Fähigkeit, selbständig zu leuchten – und dafür müssen sie einige Anforderungen erfüllen.

Die nach innen gerichtete Gravitation strebt stets auf einen Kollaps des Objekts zu, während der nach außen gerichtete Strahlungsdruck als Resultat der zentralen Fusionsprozesse der Gravitation das Gleichgewicht hält und den Stern über Millionen oder gar Milliarden Jahre hin auf der sogenannten ‚Hauptreihe‘ stabilisiert.
Sterne bestehen zu 99% aus Wasserstoff und Helium und das Verschmelzen der Kerne des leichtesten Elementes Wasserstoff zu Helium ist der Start der stellaren Karriere. Je nach Masse und primärer Zusammensetzung des Stern fusionieren beim Wasserstoffbrennen in der direkteren Proton-Proton-Reaktion vier Protonen (Atomkerne des Wasserstoffs) zu einem Heliumkern oder mittels des CNO-Zyklus (auch Bethe-Weizsäcker-Zyklus), für den Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren einen Teil der Sternmaterie stellen und in ausreichender Menge im Ausgangsmaterial, der Molekülwolke, vorhanden gewesen sein müssen, ebenfalls vier Protonen zu einem Heliumkern. Der CNO-Zyklus als selbsterhaltende Reaktion dominiert in Sternen ab etwa 1.5 Sonnenmassen. Unsere Sonne als eher leichterer Vertreter dagegen produziert 98% ihrer Leuchtkraft über die Proton-Proton-Reaktion: ganze 600 Millionen Tonnen Wasserstoff benötigt sie dafür pro Sekunde!

Und während die Sonne das bereits seit 4.5 Milliarden Jahren sehr erfolgreich und konstant tut und auch noch für gut dieselbe Zeitspanne aufrecht erhalten wird, sind schwere Sterne mit ihrem Brennvorrat erheblich verschwenderischer. Sterne mit der hundertfachen Masse unserer Sonne beenden ihre leuchtende Karriere bereits nach wenigen Millionen Jahren.

Aber was passiert auf der anderen Seite der Skala? Wie arbeiten Sterne, die leichter als die Sonne sind? Bis etwa 0.08 Sonnenmassen ist dem Stern sein Arbeitsplatz sicher: die Zentraltemperatur erreicht durch die Kontraktion des Vor-Hauptreihensterns einen Wert von 10 Millionen Kelvin, der für das Zünden der Wasserstofffusion nötig ist. Für Sterne mit noch niedrigeren Massen sieht es dagegen düster aus. Sie können keine ergiebigen Fusionsprozesse starten und aufrechterhalten, sondern sind zu unaufhörlichem Auskühlen bestimmt. Nur der quantenmechanische ‚Entartungsdruck‘ ihrer Komponenten, der nur bei sehr großen Dichten seine Wirkung zeigt, wirkt dem gravitativen Kollaps entgegen. Ihre wenn auch geringe Temperatur lässt sie aber zumindest im Infraroten ein wenig funkeln – genug für einen Funken Hoffnung der suchenden Astronomen…

Die Idee von ‚Braunen Zwergen‘ wurde erstmals 1962 vom indisch-pakistanischen Astrophysiker Shiv Kumar auf einer Konferenz der ‚American Astronomical Society‘ an der Yale Universität vorgestellt. Doch dauerte es ganze 33 Jahre, bis die ersten Exemplare, beide im Jahr 1995, zweifelsfrei bestätigt werden konnten. Denn Braune Zwerge schaffen es, im Kaffeeraum immer genau ‚hinter der Tür‘ zu stehen, wenn der Chef gerade reinkommt… Durch ihre fehlenden Fusionsprozesse sind sie optisch so leuchtschwach, dass die Empfindlichkeit und Auflösung damaliger Durchmusterungen nicht ausreichte, um sie zu detektieren. Insbesondere wenn sie Begleiter eines leuchtstarken gewöhnlichen Sterns sind. Der 1983 gestartete IRA-Satellit (Infrared Astronomical Satellite, IRAS) war ein Meilenstein der Infrarotastronomie und erreichte eine beinahe vollständige (96%) Durchmusterung des Himmels bei 2, 25, 60 und 100 Mikrometern bei einer Winkelauflösung von wenigen Bogenminuten. Der darauf aufbauende Katalog von mehr als 300.000 Objekten gilt auch heute noch als wichtiges Werkzeug der Astronomie. Nur ein Objekt war nicht dabei: ein Brauner Zwerg.

In den 1980ern wurde auch das Infrarotteleskop am Mauna-Kea Observatorium auf Hawaii (Infrared Telescope Facility, IRTF) für die Suche nach Braunen Zwergen benutzt. Es sollte ein Infrarotüberschuß um Weiße Zwerge aufgespürt werden, denn die verhältnismäßig leuchtschwachen weißen Zwergsterne sollten es einfacher machen, einen potentiellen Begleiter zu detektieren. Doch die Braunen Zwerge konnten auch dieses Mal weiter ungestört ihre Runden ziehen.

Erst weitere zehn Jahre später, im Jahr 1994, fiel während einer Durchmusterung von Sternen in der näheren Umgebung mit Hilfe eines Koronographen auf, dass ein Objekt die gleiche Eigenbewegung wie der in knapp 19 Lichtjahren Entfernung gelegene Stern Gliese 229 hatte. Spektroskopie zeigte deutliche Methanspuren und ließ auf eine Temperatur von unter 1200 Kelvin schließen – Gliese 229 wurde zum Doppelsternsystem aus einem Roten Zwerg und dem ersten zweifelsfrei entdeckten Braunen Zwerg (Abb.2). Das Pärchen hat scheinbare Helligkeiten von 8.12 bzw. 31.8 mag und gehört zu den Spektraltypen M1 (Roter Zwerg) und T6 (Brauner Zwerg). Und mit der Entdeckung von Teide 1, ebenfalls im Jahr 1995 und etwa 400 Lichtjahre entfernt in den Plejaden gelegen, waren es dann zwar noch nicht sieben, aber immerhin schon mal zwei Zwerge. Weitere neun Jahre später wurde der erste Braune Zwerg mit einem eigenen Planeten entdeckt (2M1207 im Sternbild Zentaur) und 2012 waren dann bereits 1800 Zwerge bekannt.

Abb.2: Mit der Entdeckung von ‚Gliese 229B‘ wurde der erste zweifelsfreie Nachweis für die gut 30 Jahre früher aufgestellte Hypothese von der Existenz von ‚Braunen Zwergen‘ erbracht. Links ist die farblich aufbereitete „Entdeckungsaufnahme“, rechts eine besser auflösendes Bild zu sehen. Gliese 229B wurde zwar bereits 1994 beobachtet, die zugehörige Veröffentlichung erfolgte jedoch 1995. Quelle: linker Bildteil – T. Nakajima (Caltech), S. Durrance (JHU) rechter Bildteil – S. Kulkarni (Caltech), D. Golimowski (JHU) und NASA

 

Um sicherzustellen, dass man wirklich einen Braunen Zwerg und keinen schweren Planeten oder sehr leichten echten Stern vor der Linse hat, wird der Kandidat verschiedenen ‚Einstellungstests‘ unterzogen.

Sterne sehr geringer Masse sind vollständig konvektiv. Ähnlich wie in einem von unten beheizten Topf enthaltenes Wasser komplett umgewälzt wird (heiße Flüssigkeit steigt auf, kühlt dabei ab und sinkt wieder zu Boden) ist auch die Sternmaterie diesen Konvektionsströmen unterworfen. Dadurch ist zu erwarten, dass Produkte der Kernfusion im Zentrum an der Oberfläche des Sterns auftauchen und vom findigen Astronomen entdeckt werden können. Ein Element fällt dabei ganz besonders auf: Lithium. Das drittleichteste Element wird in einer Kernreaktion mit Wasserstoff in kurzer Zeit vollständig in Helium umgewandelt (Lithium + Proton → 2 Heliumkerne), sodass im Spektrum des Stern kein ‚Fingerabdruck‘ von Lithium mehr zu sehen ist. Dieser ‚Lithium-Test‘ ist daher eine verlässliche Methode, leichte Sterne von Braunen Zwergen zu unterscheiden, denn ohne Kernreaktionen behalten letztere ihren kompletten ursprünglichen Vorrat an Lithium. (Zum Thema Lithium siehe auch „Man hat’s nicht leicht: das Lithium-Problem“ von Dr. Ilka Petermann.)

Und was im Kollegenkreis eher delikat anzusprechen wäre, ist für Astronomen dagegen ein echter Glücksgriff: Methan. Ist die Effektivtemperatur von Braunen Zwergen auf 1500 K gesunken, können sich erste Moleküle bilden, anhand deren Absorptionseigenschaften das Spektrum beschrieben werden kann. Das anfängliche Gleichgewicht von Kohlenmonoxid und Methan, CO bzw. CH4, verlagert sich bei weiter absinkender Temperatur hin zu Methan, dessen Absorptions-linien bei 1 und 5 Mikrometern gut zu erkennen sind. Unterhalb von 1000 K wird dann die Bildung von Ammoniak (NH3) und weiterer Moleküle möglich. Anhand der bekannten Entstehungs-temperaturen von Molekülen wird es Astronomen somit möglich, Braune Zwerge anhand ihrer Molekülspektren zu klassifizieren.