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Sternentwicklung: Ein Brauner Zwerg im Detail

Rund 18 Jahre lang beobachtete ein Forscherteam den Stern HD 4747, der von einem Braunen Zwerg umrundet wird. Hieraus konnten die Forscher wichtige Eigenschaften des Begleiters ableiten, die sich dazu eignen, die gängigen Theorien zur Entwicklung dieser Klasse von Himmelskörpern direkt zu überprüfen.
Brauner Zwerg mit SturmLaden...

61 Lichtjahre von uns entfernt im Sternbild Walfisch befindet sich der sonnenähnliche Stern HD 4747. Im Jahr 1996 zeigten spektroskopische Daten, dass der Stern einen leuchtschwachen Begleiter hat. Forscher um Justin R. Crepp von der University of Notre Dame im US-Bundesstaat Indiana werteten Daten aus, die über einen Zeitraum von 18 Jahren gewonnen wurden, um den Begleiter nun genauer zu charakterisieren. HD 4747B, so seine Bezeichnung, ist ein Brauner Zwerg, der sein Zentralgestirn in einem projizierten Abstand von 11,3 Astronomischen Einheiten (AE) umrundet, also etwas weiter, als der Planet Saturn von unserer Sonne entfernt ist (9,6 AE).

Aus den spektralen Daten konnten die Forscher seine Umlaufbahn ableiten: HD 4747B benötigt 37,9 Jahre für einen Umlauf und befindet sich auf einer stark elliptischen Bahn mit der Exzentrizität e = 0,74.

Der Braune Zwerg HD 4747B (Aufnahme mit NIRC2 des Keck-Teleskops)Laden...
Der Braune Zwerg HD 4747B | Mittels der adaptiven Optik NIRC2 am Zehn-Meter-Keck-II-Teleskop auf dem Mauna Kea, Hawaii, gelang es, den leuchtschwachen Begleiter des sonnenähnlichen Sterns HD 4747 direkt abzubilden. HD 4747B ist ein Brauner Zwerg mit einer Masse von 60 Jupitermassen. Er umrundet sein Zentralgestirn in einem projizierten Abstand von 11,3 Astronomischen Einheiten, etwas mehr als dem mittleren Abstand des Planeten Saturn von der Sonne.

Aus den Bahnparametern ergibt sich für HD 4747B eine Masse, die 60-fach größer als die von Jupiter ist. Sternentwicklungsmodelle für Braune Zwerge des Spektraltyps L kommen hier auf eine Masse von rund 72 Jupitermassen, unter der Annahme, dass HD 4747B wie sein Mutterstern 3,3 Milliarden Jahre alt ist. Beide Angaben liegen aber deutlich unterhalb der Obergrenze von rund 80 Jupitermassen. Darüber reichen im Zentrum eines Himmelskörpers Druck und Temperatur aus, um die Fusion von Wasserstoff zu Helium – die Energiequelle der meisten Sterne – in Gang zu bringen. Die Forscher nutzen HD 4747B als Testobjekt zur Überprüfung der Sternmodelle und schätzen den Wert von 60 Jupitermassen als korrekt ein.

Mit diesem Wert ist HD 4747B für einen Exoplaneten auch eindeutig zu massereich. Um solche von Braunen Zwergen zu unterscheiden, setzen manche Astronomen eine Obergrenze bei der 13-fachen Jupitermasse an. Oberhalb davon reichen die Bedingungen aus, um die Fusion des schweren Wasserstoffisotops Deuterium zu Helium zu zünden. Da dieses Isotop aber sehr viel seltener als gewöhnlicher Wasserstoff ist, ist der Vorrat gering, und die Deuteriumfusion endet nach einigen hunderttausend bis wenigen Millionen Jahren.

Die Forscher um Crepp konnten mit Hilfe der adaptiven Optik NIRC2 am Zehn-Meter-Teleskop Keck II auf dem Mauna Kea, Hawaii, den Begleitstern direkt abbilden. Eine Koronografenmaske schirmte das Licht des Hauptsterns ab; so wurde HD 4747B zu ersten Mal sichtbar. Anhand der Bilder, die zu unterschiedlichen Zeiten entstanden, konnten die Forscher endgültig nachweisen, dass HD 4747B wirklich der Begleiter ist und sich mit HD 4747 gemeinsam über den Himmel bewegt. In weiteren Beobachtungen planen die Astronomen den Braunen Zwerg direkt spektroskopisch zu untersuchen, um noch mehr über ihn herauszufinden.

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