Braune Zwerge (engl. brown dwarfs) sind Zwitterobjekte zwischen Planeten und Sternen, die nicht massereich genug sind, um dauerhaft thermonukleare Fusionsprozesse im Innern ablaufen zu lassen. Die kritische Masse, um Wasserstoffbrennen (die pp-Kette) zu zünden liegt bei 0.08 Sonnenmassen oder 84 Jupitermassen. Aus diesem Grund nennen die Astronomen Braune Zwerge im Fachjargon auch 'Jupiters'. Die Zentraltemperatur liegt entsprechend der geringen Masse unterhalb von etwa 10 Mio. Kelvin. Erstmals wurden Braune Zwerge 1995 entdeckt.

Herausforderung an die Beobachtung

Braune Zwerge sind außerordentlich schwer nachzuweisen, weil sie – dadurch dass Fusionsprozesse unterbleiben – eine geringe Leuchtkraft haben. Aus Kontraktion (ebenso wie große Planeten, wie Jupiter) gewinnen sie Energie, die im roten bzw. infraroten Spektralbereich abgestrahlt wird. Ebenso wie die Weißen Zwerge werden diese sehr kleinen Objekte durch den fermionischen Entartungsdruck der Elektronen stabilisiert. Diese nur von der Dichte abhängige Druckkomponente wird in Sternen aufgrund des Pauli-Prinzips der Quantentheorie etabliert. Im Unterschied zu den Weißen Zwergen handelt es sich bei den Braunen Zwergen um Protosterne und nicht um 'tote Sterne'. Damit ähneln sie eher den T-Tauri-Sternen, die Vorhauptreihensterne (siehe Hauptreihe) sind und ebenso instabile Brennphasen für Wasserstoff aufweisen.
Als Indikator für einen Braunen Zwerg verwenden die Astronomen die Lithium-Linie bei 670.8 nm: Lithium fusioniert bei Objekten, die schwerer sind als 0.065 Sonnenmassen und ist so spektroskopisch nicht mehr nachweisbar, wenn es als Brennstoff erschöpft ist. Detektiert man also die Lithium-Linie, so weiß man, dass das Objekt leichter ist als 0.065 Sonnenmassen: es ist ein Brauner Zwerg!
In jungen Braunen Zwergen (z.B. in der Chamäleon-Wolke und ρ Ophiuchi) kann man sogar Emission von Röntgenstrahlung beobachten. Dies wird durch die Existenz von Dynamos erklärt, die eine starke Magnetosphäre aufbauen. Dieses Phänomen kennt man auch von Jupiter, dessen Magnetosphäre mit dem VLA eindrucksvoll bei 20 cm Wellenlänge zu beobachten ist. Man hat mit dem Infrarotsatelliten ISO im Sternentstehungsgebiet ρ Ophiuchi etwa 30 junge Braune Zwerge entdeckt, die ein Alter von nur einer Million Jahre haben. Sie haben alle Massen an der Nachweisgrenze von ca. 50 Jupitermassen.

Bekannte Vertreter Brauner Zwerge

• Teide 1, ein Brauner Zwerg in den Plejaden (das Siebengestirn im Sternbild Stier), benannt nach dem Teide-Observatorium auf Teneriffa. Er gehört zu den kühlsten und leuchtschwächsten Kandidaten mit einer Masse von nur 0.03 Sonnenmassen (oder 30 Jupitermassen). Der Spektraltyp ist dM9 (Kalzium- und Titan-Linien).
• PLL 15, einem Übergangsobjekt mit 0.078 Sonnenmassen.
• BD +4?4048B, einer schwachen Komponente eines nahen (5.8 pc) Doppelsterns. Das Objekt wurde von Biesbroeck 1940 entdeckt, hat eine visuelle Helligkeit von 18.5 mag und eine Masse von 0.08 Sonnenmassen.
• Die Begleiter des Sterns LHS 1070. Sie gehören zu den lichtschwächsten Sternen innerhalb von 20 pc und haben eine Entfernung von 7.4 pc. Ihre Massen wurden zu 0.07 und 0.08 Sonnenmassen bestimmt (Leinert et al., 2001).

Dunkle Materie

Braune Zwerge sind aufgrund ihrer schwachen Leuchtkraft hochgehandelte Favoriten für die baryonische Dunkle Materie. Wie die aktuellen Messwerte des Infrarotsatelliten WMAP belegen, ist der Anteil baryonischer Dunkler Materie gering und kosmologisch irrelevant. Viel wichtiger sind die anderen Energieformen, wie nicht-baryonische Dunkle Materie (Neutrinos, WIMPs, supersymmetrische Teilchen und Axionen) und vor allem die Dunkle Energie. Braune Zwerge könnten zusammen mit einer signifikanten Zahl extrasolarer Planeten zur Lösung des Missing mass Problems im Universum beitragen.

Auch im All gibt's MACHOs

Astronomen vermuten eine hohe Anzahl von Braunen Zwergen in den Halos von Galaxien und rechnen sie daher den MACHOs, den Massive Compact Halo Objects, zu. Durch so genannte Microlensing Ereignisse kann man sie indirekt im Halo der Milchstraße messen: gehen diese massiven Objekte vor der Sichtlinie eines hellen Sterns vorbei, so steigt dessen Helligkeit aufgrund des Gravitationslinseneffekts, den die Strahlung erleidet, kurzfristig an. Dieser Anstieg ist sehr charakteristisch, so dass man aus dessen Dauer die Masse der Gravitationslinse (des linsenden Objekts) bestimmen kann. Von 1990 bis 1993 wurden mit MACHO (Massive Compact Halo Object) in den USA und Australien, EROS (Exp?rience de Recherche d'Objets Sombre) in Frankreich und OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment) in Polen und den USA drei Mikrolinsen-Ereignisse gemessen. Die Experimente kommen auf Massen zwischen 0.12 und 1.0 Sonnenmassen und favorisieren Braune Zwerge gegenüber einem neuen Typen von veränderlichem Stern. Wenn diese These stimmt, muss noch geklärt werden, warum gerade im Halo so viele Braune Zwerge entstanden sind und deren Formation in der Galaktischen Scheibe unterdrückt ist.