Bruine dwergen: definitie, massa, eigenschappen en verschil met sterren

Bruine dwergen: definitie, massa, eigenschappen en verschil met sterren. Lees over het kernfusie-tekort, deuterium/lithiumverbranding, grens met planeten en de dichtstbijzijnde voorbeelden.

Bruine dwergen zijn objecten die uit dezelfde basiselementen bestaan als sterren, maar die niet genoeg massa hebben voor duurzame waterstoffusie (het samenvoegen van waterstofatomen tot heliumatomen). Kernfusie is wat sterren langdurig doet gloeien; bruine dwergen zijn niet massief genoeg om permanente waterstoffusie te onderhouden, en behoren daarom niet tot de gewone sterren. Tegelijkertijd zijn ze geen gewone gasreuzen: ze geven wél (zwakke) eigen warmte en licht af, vooral in het infrarood, omdat ze kort na hun ontstaan nog warmte uitstralen door contractie en restwarmte.

Massa, grenzen en kernreacties

De massa van bruine dwergen ligt tussen die van de zwaarste gasreuzen en de lichtste sterren. De gebruikelijke grenzen zijn ongeveer:

• Ondergrens: ongeveer 13 maal de massa van Jupiter (MJ). Objecten boven deze grens kunnen tijdelijk deuterium verbranden in hun kern.
• Bovengrens: ongeveer 75–80 MJ (ongeveer 0,07–0,08 zonmassa). Boven die grens kan stabiele waterstoffusie starten en wordt het object een echte ster.

Daarnaast wordt vaak gesteld dat bruine dwergen met een massa van meer dan ~65 MJ ook lithium kunnen verbranden. Het aantreffen (of juist het ontbreken) van lithium in het spectrum kan daarom gebruikt worden als een diagnostisch hulpmiddel om te bepalen of een object substellair is — hoewel die “lithiumtest” leeftijdsafhankelijk is en niet in alle gevallen eenduidig.

Eigenschappen en evolutie

Belangrijke eigenschappen van bruine dwergen:

• Temperatuur: variërend van enkele duizenden kelvin voor jonge, zware bruine dwergen tot enkele honderden kelvin voor de koudste, oudste exemplaren. Moderne classificaties gebruiken de spectrale klassen M, L, T en Y, waarbij Y-dwergen de koudste zijn (temperaturen kunnen <300 K bereiken).
• Straal: hun straal ligt ruwweg in de orde van grootte van die van Jupiter, zelfs wanneer de massa tientallen malen groter is—hogere massa’s leiden tot sterkere dichtheid en degeneratiedruk, waardoor de straal nauwelijks toeneemt.
• Opaciteiten en spectra: hun spectra vertonen kenmerken van metaalhydrides, waterdamp, methaan en bij de koudste objecten ook ammoniak; condensatie van stofwolken kan de zichtbare en infrarode kleuren sterk beïnvloeden.
• Warmtebron: ze stralen vooral af door restwarmte uit contractie en door kortdurende fusie van lichte elementen (zoals deuterium). Omdat kernfusie van waterstof niet standhoudt, koelen en verzwakken ze met de leeftijd.

Kleur, licht en detectie

Hoewel de naam 'bruine dwerg' de indruk wekt dat ze bruin van kleur zijn, is hun feitelijke verschijningskleur complex. Veel afbeeldingen tonen ze als roodtinten of zelfs magenta, maar dat komt vaak door beeldvorming met verschillende infrarode filters die voor het menselijk oog zijn omgezet. In het zichtbaar licht zijn veel bruine dwergen extreem zwak (hun absolute magnitude is laag), waardoor ze alleen met gevoelige instrumenten te zien zijn. Daarom zijn ze pas in grote aantallen ontdekt sinds grootschalige infraroodsurveys zoals 2MASS en WISE.

Verschil met sterren en planeten

Samengevat:

• Ten opzichte van sterren: bruine dwergen missen voldoende massa voor duurzame waterstoffusie en blijven dus veel koeler en zwakker dan echte sterren.
• Ten opzichte van planeten: bruine dwergen ontstaan en hebben vaak eigenschappen vergelijkbaar met sterren (zoals vorming in stervormende wolken) en kunnen kernreacties van lichte isotopen uitvoeren; ze bereiken een hogere massa dan normale planeten en vertonen andere structurele fysica (degeneratiedruk speelt een belangrijke rol).

Ontdekking en voorbeelden

Men denkt dat bruine dwergen talrijk zijn in de Melkweg, maar ze zijn moeilijk te vinden vanwege hun zwakke optische helderheid en koelere emissie. De dichtstbijzijnde bekende bruine dwerg is het dubbelobject WISE 1049-5319 (ook bekend als Luhman 16), op ongeveer 6,5 lichtjaar afstand; dit systeem werd in 2013 ontdekt en is sindsdien veel bestudeerd. Andere ontdekkingen volgen vooral uit infrarood-surveys en directe beeldvorming rond nabijgelegen sterren.

Conclusie: bruine dwergen vullen de massazone tussen de grootste planeten en de kleinste sterren. Ze zijn geen 'volwaardige' sterren omdat ze geen langdurige waterstoffusie hebben, maar ze zijn ook meer dan gewone reuzenplaneten doordat ze eigen warmte en in sommige gevallen korte fusieprocessen vertonen. Hun studie helpt ons begrijpen hoe objecten in het grensgebied tussen planeten en sterren ontstaan en evolueren.

Ontdekking

In de jaren zestig werd gesproken over wat bekend werd als bruine dwergen. Er werden alternatieve namen voor bruine dwergen voorgesteld, waaronder planetar en substar. Decennialang bleven ze hypothetisch.

Vroege theorieën suggereerden dat een object kleiner dan 0,09 zonsmassa's nooit een normale stellaire evolutie zou doormaken. De ontdekking van deuteriumverbranding tot 0,012 zonsmassa's en de invloed van stofvorming in de koele buitenatmosferen van bruine dwergen aan het eind van de jaren tachtig brachten deze theorieën op losse schroeven. Dergelijke objecten waren echter moeilijk te vinden omdat ze bijna geen zichtbaar licht uitzenden. Hun sterkste emissie komt uit het infraroodspectrum (IR), en IR-detectoren op de grond waren in die tijd te onnauwkeurig om gemakkelijk bruine dwergen te identificeren.

Jarenlang waren de pogingen om bruine dwergen te ontdekken vruchteloos. In 1988 werd GD 165B ontdekt, die geen van de eigenschappen vertoonde die men van een rode dwergster met een lage massa zou verwachten. Tegenwoordig wordt GD 165B gezien als het prototype van een klasse objecten die nu "L-dwergen" worden genoemd. Hoewel de ontdekking van de koudste dwerg toen zeer belangrijk was, werd er gedebatteerd over de vraag of GD 165B zou worden geclassificeerd als een bruine dwerg of gewoon als een ster met een zeer lage massa, omdat het waarnemingskundig zeer moeilijk is om een onderscheid te maken tussen de twee.

Spoedig na de ontdekking van GD 165B werden andere bruine-dwergkandidaten gemeld. De meeste voldeden echter niet aan hun kandidatuur, omdat de afwezigheid van lithium aantoonde dat ze stellaire objecten waren. Echte sterren verbranden hun lithium binnen iets meer dan 100 miljoen jaar (my), terwijl bruine dwergen dat niet doen. Verwarrend genoeg hebben bruine dwergen temperaturen en lichtsterkten die vergelijkbaar zijn met die van sommige echte sterren. Met andere woorden, de detectie van lithium in de atmosfeer van een object betekent dat, als het ouder is dan 100 my, het een bruine dwerg is.

In 1994/5 veranderde de studie van bruine dwergen met de ontdekking van twee duidelijke substellaire objecten (Teide 1 en Gliese 229B).

De eerste bevestigde bruine dwerg werd ontdekt in 1994. Ze noemden dit object Teide 1 en het werd gevonden in de Pleiaden open cluster. Nature zette "Brown dwarfs discovered, official" op de voorpagina van dat nummer. De afstand, chemische samenstelling en leeftijd van Teide 1 werden vastgesteld omdat hij in de jonge Pleiaden-sterrenhoop staat. De massa van Teide 1 is 55 maal die van Jupiter, en duidelijk onder de stellaire-massa-grens.

Opmerkelijker was Gliese 229B, die een temperatuur en lichtkracht bleek te hebben ver beneden het stellaire bereik. Opmerkelijk is dat in zijn nabij-infraroodspectrum duidelijk een methaanabsorptieband op 2 micrometer te zien is, een eigenschap die voorheen alleen was waargenomen in de atmosferen van reuzenplaneten en die van Saturnus' maan Titan. Deze ontdekking heeft bijgedragen tot het ontstaan van een andere spectraalklasse, nog koeler dan L-dwergen, bekend als "T-dwergen", waarvoor Gliese 229B het prototype is.

Een bruine dwerg met een massa van minder dan 65 Jupitermassa's is op geen enkel moment tijdens zijn evolutie in staat lithium te verbranden door thermonucleaire fusie. Uit spectrale gegevens van hoge kwaliteit bleek dat Teide 1 de oorspronkelijke hoeveelheid lithium had behouden van de oorspronkelijke moleculaire wolk waaruit de Pleiaden-sterren waren ontstaan. Dit bewees het ontbreken van thermonucleaire fusie in zijn kern.

Teide 1 werd een tijd lang beschouwd als het kleinste object buiten het zonnestelsel dat door directe waarneming was geïdentificeerd. Sindsdien zijn er meer dan 1800 bruine dwergen geïdentificeerd. Sommige bevinden zich zeer dicht bij de aarde, zoals Epsilon Indi Ba en Bb, een paar bruine dwergen die gravitationeel gebonden zijn aan een zonachtige ster op ongeveer 12 lichtjaar van de zon, en WISE 1049-5319, een binair systeem van bruine dwergen op ongeveer 6,5 lichtjaar afstand.

Artist's impression van een L-dwarf


Artist's impression van een T-dwarf


Artist's impression van een Y-dwarf

Vragen en antwoorden

V: Wat is een bruine dwerg?

V: Waarom worden bruine dwergen niet als gewone reuzenplaneten beschouwd?

V: Waarom zijn bruine dwergen moeilijk te vinden?

V: Wat is het bereik van de massa van een bruine dwerg?

V: Wat gebeurt er als een bruine dwerg een massa van meer dan 13 MJ heeft?

V: Wat gebeurt er als een bruine dwerg een massa heeft van meer dan ~65 MJ?

V: Welke kleur hebben de meeste bruine dwergen voor het menselijk oog?

Zoek op letter