Wat zijn bruine dwergen?
Een bruine dwerg is zwaarder dan een planeet maar minder zwaar dan een ster. Maar hoeveel zwaarder en lichter?
Het lot van een ster wordt bepaald door de hoeveelheid massa waarmee de ster is geboren. Sterren zijn objecten die worden geboren met een grote massa, en dus een grote zwaartekracht, zodat de ster zichzelf samenbalt waardoor een hoge interne temperatuur ontstaat. Die hoge temperaturen zorgen voor thermonucleaire fusiereacties waardoor sterren kunnen schijnen. Planeten daarentegen hebben een veel kleinere massa en daardoor een kleinere zwaartekracht en dat leidt weer tot geen interne fusiereacties. Ze schijnen voornamelijk met het licht dat ze weerkaatsen van hun ster. Bruine dwergen vallen ergens tussen de massa van reuzenplaneten zoals Jupiter en Saturnus en de kleinste sterren.
We zouden kunnen spreken van bruine dwergmassa’s als fracties van de massa van onze Zon maar astronomen drukken de massa van een bruine dwerg meestal uit met de massa van Jupiter als standaardmaat. Een massa van 13 *de massa van Jupiter wordt beschouwd als de bovengrens voor de grote gasplaneten. Bij meer dan 13 Jupitermassa’s kan er een eenvoudige vorm van thermonucleaire verbranding (fusie) optreden in het binnenste van het object. Dit is de fusie van deuterium, een zeldzaam element dat een restant is van de Oerknal. Bij een waarde van meer dan 80 Jupitermassa’s kan er waterstoffusie optreden, dit is het proces waarbij sterren in staat zijn om te stralen, en daarom wordt een object met een dergelijke massa gezien als een volwaardige ster.
Voor het gemak en ons voorstellingsvermogen wordt een bruine dwerg dus typisch gedefinieerd als een object met een massa tussen 13 en 80 Jupitermassa.
Maar het verhaal gaat verder …..
Wat is een ster?
Een ster is een grote verzameling stof en gas die is gecondenseerd uit een oerwolk die op de een of andere manier werd verstoord. Die verstoring kan door verschillende mechanismen worden veroorzaakt. De schokgolf van een verre supernova zou bijvoorbeeld een oerwolk in de ruimte kunnen verstoren. Dit kan pas millennia later gebeuren en de supernova kan ver verwijderd zijn geweest van de oerwolk. Deze oerwolk verliest zijn uniformiteit en gebieden met een iets hogere dichtheid (en dus meer zwaartekracht) beginnen lichtere moleculen aan te trekken.
Als materie in een dichte plek in de wolk valt bereikt die op een bepaald moment een kritische massa. De ster in wording begint deuterium te fuseren met gewone waterstof. Hieruit ontstaan helium-3 moleculen. Dit kan al plaatsvinden met een relatief lage temperatuur van iets minder dan 1.000.000 Kelvin.
Vanaf het punt waarop de fusie start kunnen we de ster anders beschrijven. De ster is nu in een perfecte balans tussen de naar buiten duwende kracht die wordt veroorzaakt door de fusiereacties in zijn kern en de naar binnen duwende kracht zijnde zijn eigen zwaartekracht. De zwaartekracht wil de ster verder verpletteren maar de kernfusie in het binnenste voorkomt dat dit gebeurt. Kernfusie wil de ster groter maken maar de zwaartekracht laat dit niet oe. Het resultaat is een mooie balans: een ster.
Als er geen deuteriumfusie zou plaatsvinden dan zouden er maar heel weinig sterren in het heelal zijn met een massa van meer dan 3 zonsmassa. Dat komt omdat, als de waterstoffusie zou beginnen zodra massa en temperatuur hoog genoeg zijn, de ster nog niet voldoende massa heeft om door middel van zijn eigen zwaartekracht de naar buiten stuwende druk van de waterstoffusies te weerstaan. De ster zou uitzetten en deze uitzetting zou ertoe leidend at de interne temperatuur daalt waardoor waterstoffusies worden vertraagd en uiteindelijk beëindigd. De ster kan dan niet meer stralen.
De deuteriumfusie houdt een ster koel genoeg zodat de ster tijd heeft om voldoende massa te verzamelen zodat als de waterstoffusie echt op gang komt (bij een temperatuur van ongeveer 13.000.000 Kelvin) deze door kan gaan. Tegen die tijd heeft de ster voldoende dichtheid om voldoende eigen zwaartekracht te hebben om de uitzetting te weerstaan en dat zorgt er dan weer voor dat de temperatuur in het binnenste hoog blijft.
In de meeste gevallen ontstaat er uit een oerwolk één door waterstoffusie aangedreven ster over. Het is ook mogelijk dat in dichte wolken een tweede (binaire), derde (trinaire) of vierde (quartaire) ster kan evolueren. Er zijn voorbeelden bekend van zeer complexe systemen met vijf, zes en zeven sterren. Dit worden vijfvoudige, zesvoudige of zevenvoudige stersystemen genoemd. Deze kunnen in banen om elkaar heen draaien en toch stabiel genoeg zijn om planetaire systemen mogelijk te maken.
Wat is een planeet?
Na het ontstaan van de ster en het begin van de waterstoffusie begint er een sterke zonnewind te blazen. Deze zonnewind veegt het resterende gas uit het systeem. Er zullen verschillende kleine aanwassen zijn die te groot zijn om door de naar buiten toe gerichte druk van de zonnewind weggeduwd te worden. Ze zullen in feite naar binnen vallen, richting de ster.
Aangezien alles in het heelal een impulsmoment heeft, met andere woorden, aangezien de wolk draait, zullen deeltjes in de aanvankelijke wolk die zich verzamelt om de ster te vormen, de neiging hebben om in een lang spiraalvormig pad naar de ster toe te vallen. Dit verhoogt hun valtijd en dus de hoeksnelheid waardoor planeten uiteindelijk zelf ronddraaien en in een baan om hun sterren draaien. Dit doen ze dus allemaal in dezelfde richting.
Als gevolg van botsingen en wederzijde aantrekkingen die de banen van de nieuw ontstane protoplaneten veranderen zullen de meesten van hun een evenwichtspunt bereiken en zich in een stabiele baan kunnen nestelen. Uiteindelijk zullen alleen deze protoplaneten tot echte planeten kunnen uitgroeien. Dit zijn de rotsachtige werelden zoals de Aarde en Mars of de gasreuzen zoals Jupiter en Saturnus. Zij slokken via hun eigen zwaartekracht de resterende kleine overblijfselen van de oorspronkelijke oerwolk op.
Wat is het verschil tussen sterren en planeten?
Sterren ontstaan uit de ineenstorting van gas en stof in een oerwolk. Als gevolg hiervan hebben ze een relatief lage hoeveelheid van wat astronomen metalen noemen (Als astronomen het over metalen hebben dan bedoelen ze alle elementen die zwaarder zijn dan waterstof en helium). Sterren reizen meestal alleen of als onderdeel van een losse groep vergelijkbare objecten. Ze zijn zo groot (ze hebben zoveel massa) dat ze waterstoffusie in hun kernen kunnen veroorzaken.
Planeten ontstaan uit de restjes van de oerwolk. Nadat de ster het grootste deel van het gasvormige materiaal heeft verzameld. Planeten hebben veel minder massa dan sterren en ze hebben dus ook een veel lagere aantrekkingskracht. De lichtere elementen zoals waterstof en helium, die in zeer grote hoeveelheden voorkomen in sterren, hebben de neiging te ontsnappen aan de zwakkere zwaartekracht van een planeet. Dus, in vergelijking met sterren, hebben planeten een hoog metaalgehalte. Planeten draaien meestal rond sterren en volgens de meest recente definitie die astronomen hebben opgesteld over het woord planeet, zuiveren ze hun eigen banen van puin.
Waar plaatst dat de bruine dwergen?
Bruine dwergen verzamelen materiaal net zoals een ster dat doet en niet zoals een planeet. Ze condenseren uit een gaswolk, en ze hebben een grotere massa dan planeten en hebben dus een grotere aantrekkingskracht. Ze houden dus ook de lichtere elementen zoals waterstof en helium vele beter vast dan planeten en ze hebben dus een relatief laag metaalgehalte. Hun enige tekortkoming is dat ze niet genoeg materiaal hebben verzameld om met waterstoffusie te beginnen. Ze kunnen wel deuteriumfusie ondersteunen, tot dat alle deuterium is verdwenen, wat eigenlijk essentieel is voor het ontstaan van sterren met een grotere massa.
Er zijn bruine dwergen gevonden in een baan om andere sterren op afstanden van wel 1000 Astronomische Eenheden of meer. Eén Astronomische Eenheid is gelijk aan de gemiddelde afstand van de Aarde tot de Zon en is ongeveer 150 miljoen kilometer. Niet alle dwergen draaien echter ver van hun sterren af. Sommigen zijn gevonden in een baan op kleinere afstanden en er zijn ook bruine dwergen gevonden die nier om een andere ster draaien. Dergelijke bruine dwergen zijn echter zeer lastig te vinden.
Van de bekende planeten in ons eigen zonnestelsel bevindt Neptunus zich met een afstand van ongeveer 30 Astronomische Eenheden het verste weg van de Zon.
Bruine dwergen zijn dus geen planeten. Het zijn mislukte sterren die niet zwaar genoeg zijn om waterstoffusiereacties in hun binnenste op gang te brengen. Zo hebben ze hun eigen classificatie gekregen.
Waarom bruin?
De objecten die we nu bruine dwergen noemen werden voor het eerst in de jaren ’60 voorgesteld door de astronoom Shiv S. Kumar. Hij noemde ze oorspronkelijk zwarte dwergen. Hij stelde ze voor als donkere stellaire objecten die vrij in de ruimte zweven en niet zwaar genoeg zijn om waterstoffusie te hebben. De naam bruine dwerg werd later bedacht door astronome en SETI-onderzoekster Jill Tarter. Ze gebruikte de naam voor het eerst in haar proefschrift. Ze was op zoek naar een bovengrens voor de maximale massa die een object zou kunnen hebben voordat waterstoffusie op gang komt en het een volwaardige ster wordt.
Sterren zijn duidelijk niet “bruin” en veel van dergelijke objecten bevinden zich in het temperatuurbereik van 300 tot 500 Kelvin. Ze stralen dus alleen in het infrarode deel van het elektromagnetische spectrum uit. Aangezien een zwarte dwerg al werd opgevat als de beschrijving van objecten aan het eindpunt van de evolutie van sterren, en de rode dwerg ook een rol had te vervullen zoals de naam voor kleine koele sterren, moet bruin een passend compromis hebben geleken.
Eerste publicatie: 8 december 2013
volledige revisie: 7 september 2020
