Diskussion:Brauner Zwerg

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Inhaltsverzeichnis 1 brauner Riese 2 Elementzusammensetzung und Gesteinskern 3 Kleinigkeiten 4 Zusätzliche Details 5 Frage und Ungenauigkeiten

[Bearbeiten] brauner Riese

Im Text taucht einmalig und ohne weitere Erklärung ein brauner Riese auf (Die Oberflächentemperatur Brauner Riesen liegt um 1000 K). Ein Schreibfehler? --Wolfgangbeyer 18:16, 9. Mai 2004 (CEST)

Wahrscheinlich ein Flüchtigkeitsfehler - hab's mal geändert, da es keinen Sinn macht. -- srb 19:05, 9. Mai 2004 (CEST)

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Bibliographie ?  ! --Cornischong 04:38, 16. Mai 2004 (CEST)

Wenn ich mit meinen Ergänzungen fertig bin, werde ich die Übersichtsartikel, die die meisten Infos bieten (und noch einigermaßen aktuell sind) anfügen - aber die meisten Infos stammen aus Fachartikeln. Fast alle mir bekannten umfassenderen Artikel sind Ende der 90er entstanden, und decken nur Teilbereiche ab. Außerdem sind sie nicht mehr ganz aktuell - das Thema noch sehr jung und wird momentan sehr stark bearbeitet, es ist wirklich sehr im Fluß. Sowohl Literatur als auch brauchbare Weblinks werden sich wahrscheinlich auf frei abrufbare Fachartikel (in englisch) beschränken müssen. Gruß -- srb 05:08, 16. Mai 2004 (CEST)

Kein Problem. Danke im Voraus. --Cornischong 10:44, 16. Mai 2004 (CEST)

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[Bearbeiten] Elementzusammensetzung und Gesteinskern

Habe zwei Fragen zu folgendem satz: Braune Zwerge weisen eine vergleichbare Elementzusammensetzung auf wie Sterne, nur in Akkretionsscheiben entstandene Braune Zwerge hätten einen höheren Anteil schwererer Elemente und vermutlich einen Gesteinskern;

• Wieso müssen in Akkretionsscheiben entstandene Braunen Zwerge unbedingt mehr schwerere Elemente haben? Gibt es da eine Quelle? Könnte meiner Ansicht nach zwar sein, bin mir aber nicht sicher dass es so sein muss. Die ursprünglichen Akkretionsscheiben haben wohl die gleiche Zusammensetzung wie die jeweiligen Sterne. Zwar kann durch einen starken Sternenwind die flüchtigen Elemente wie etwa Helium und Wasserstoff aus dem Inneren der Akkretionsscheibe verdrängt werden. Aber für eventuell weit aussen entstandene Braune Zwerge sollte das keine Auswirkungen haben. Man könnte ja auch vermuten, dass die aus dem Inneren verdrängten leichten Elemente sich aussen angereichert haben und dort entstandene Gasplaneten oder Braunen Zwerge sogar mehr leichte Elemente haben. Vielleicht sollte man die Formulierung etwas abschwächen (hätten einen höheren Anteil -> hätten vielleicht einen anderen Anteil). Für Jupiter wird ja auch oft die gleich Zusammensetzung wie die Sonne bzw. wie der protoplanetare Nebel angenommen, obwohl das letztlich nicht bewiesen ist.
  • Den Satzteil "hätten einen höheren Anteil schwererer Elemente" sollte man vielleicht ganz streichen; das einzige was man zweifelsfrei sagen kann, ist der Gesteinskern, der die Basis für den Gasriesen bildet. Der wurde ja beim Jupiter in den letzten Jahren nachgewiesen - aber selbst da könnte sich der Gesteinskern bei Braunen Zwergen durch die "vollständige Durchmischung" wieder aufgelöst haben. -- srb 22:13, 4. Jun 2004 (CEST)
• Haben die Braunen Zwerge die nicht in einer Akkretionsscheibe entstanden sind keinen Gesteins und Eisen-Kern? Die schweren Elemente sollten sich doch auch dort im Laufe der Zeit zum Mittelpunkt hin bewegen.--Epo 22:00, 4. Jun 2004 (CEST)
  • Wenn der mögliche Gesteinskern erwähnt wird, dann eigentlich immer bei einem "planetaren" Ursprung - der Eisenkern kann vielleicht bei sehr alten (>10-20 Gyr), sehr kalten Braunen Zwergen entstehen, bei jüngeren wird er wohl durch die vollständige Konvektion verhindert, die eine ständige Durchmischung bewirkt. -- srb 22:13, 4. Jun 2004 (CEST)

[Bearbeiten] Kleinigkeiten

Vielleicht ist es ja eine gebräuchliche Größe, aber als Nicht-Physiker/Astronom wäre es hilfreicher statt Jupiter- Erdmassen zu verwenden, weil so muss ich, um mir etwas vorstellen zu können, die Masse des Jupiters nachsschauen.

Dann unter einer protoplanetaren Scheibe kann ich mir zwar etwas vorstellen, aber eine genaue Erklärung (entweder eine kurze im Artikel oder ein eigener Artikel) wäre hilfreich.

Nochmal zu Größen: Mir ist klar, dass es bei 3 Millionen Kelvin eigentlich kein Unterschied macht, aber ich würde sagen, einige wären mit 3 Millionen Grad Celsius glücklicher.

Beim Vorschlag zum exzellenten Artikel hatte ich mit größtenteils verständlich eigentlich verschiedene (nicht ersetzbare) Fachbegriffe gemeint, die man eben nachschauen muss. Soweit ich jetzt gesehen habe, sind diese alle verlinkt. Alles in allem aber erstklassige Arbeit und ein großes Lob an den Autor. --Thomas G. Graf 11:53, 6. Jun 2004 (CEST)

Danke für das Lob, das hört man gerne ;-)

Zu Deinen Anmerkungen:

• Bei Abständen/Massen sind die Astronomen ziemlich flexibel. Verwendet wird, was am praktischsten/anschaulichsten ist - und da bietet sich bei den BZ eben die Jupitermasse an: zum einen erhält man handliche Zahlenwerte (13-75), zum anderen zeigt es die Nähe zu den Gasriesen. Ich glaube eigentlich nicht, dass eine Angabe wie "Braune Zwerge haben 4000 bis 23500 Erdmassen" anschaulicher wäre.
• zu den protoplanetaren Scheiben muß mit Sicherheit noch was geschrieben werden, aber hier im Artikel paßt es eigentlich nicht rein. Ich bin mir zwar nicht sicher, ob es einen eigenen Artikel dazu gibt, aber verlinken kann man es ja mal.
• Angaben in Grad Celsius sind eigentlich nicht üblich, aber zumindest verlinken kann man die Kelvin ja mal. -- srb 13:14, 6. Jun 2004 (CEST)

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Durch den Vorschlag zum exzellenten Artikel aufmerksam geworden, habe ich den Artikel interessiert gelesen. Glückwunsch, ich finde ihn echt Klasse. Er ist ohne weitere Fachkenntnisse verständlich und wird deshalb von mir pro bekommen. Drei Kleinigkeiten habe ich noch zu bemerken.

Im Abschnitt Temperaturtransport steht Leichte rote Zwerge am Anfang. Ist das richtig ? oder ein Tippfehler. Wenn es richtig ist, kann man die Feststellung, das sich die vollständige Konvektion auf die Braunen Zwerge fortsetzt an den Anfang des Abschnitts stellen ? So fragt man sich anfangs, wieso wird jetzt etwas über den Temperaturtransport in Roten Zwergen ausgesagt.

Der Abschnitt Häufigkeit der Braunen Zwerge kommt erst sehr spät zu der Nennung einer Zahl. Für einen Laien würde die Nennung am Anfang Neugierde auf die Methoden des Nachweises und das weitere im dem Abschnitt auslösen. Ich dachte beim ersten Lesen, eine Häufigkeitsbestimmung wäre nicht möglich und war drauf und dran den Abschnitt zu überspringen.

Im Abchnitt Sternhaufen heisst es: Erste Analysen sind im Rahmen der Fehlerabschätzung mit der stellaren Massenfunktion vereinbar, jedoch gibt es teilweise starke Abweichungen Ähnliche Sätze folgen später noch ein oder zweimal. Das ist nicht sehr verständlich. Leider gibt es den Artikel über die IMF noch nicht. Ist die IMF eine stochastische Funktion ? Naiv gefragt, wie kann ein Ergebniss zu einer Funktion gehören und trotzdem stark abweichen oder ist hier gemeint, dass die IMF eine interpolierte Funktion ist, die für Braune Zwerge gefundenen Werte sind stark abweichend, führen aber bei der Interpolation trotzdem noch auf die gleiche IMF zurück.

Alles in allem aber Klasse. --Friese 14:15, 20. Jun 2004 (CEST)

• Temperaturtransport & Häufigkeit: Du hast recht, das kam noch nicht so richtig raus - ich hab es jetzt etwas umgestellt.
• Zur IMF: Die häufigste Darstellung der IMF ist eine Potenzfunktion, in der die Anzahl der Objekte gegen die Masse aufgetragen ist - genau genommen sind es sogar zwei, da bei einer Masse von etwa einer Sonnenmasse der Exponent wechselt. Was die Fehlerabschätzung angeht, gehen hier vor allem 2 Probleme ein: Zum einen betrachtet man die "anfängliche Massenverteilung", beobachten kann man jedoch nur die gegenwärtige, beim Rückrechnen ergeben sich diverse Probleme. Zum zweiten sind sowohl die Massen der beobachteten BZ nur sehr ungenau bekannt, eine Unsicherheit mit Faktor 2 ist keine Seltenheit, als auch die genaue Anzahl: Die Anzahl der möglichen Kandidaten liegt in der Größenordnung der tatsächlich bekannten (wiederum Faktor 2). Zusätzlich gibt es noch weitere Probleme mit dem Selektionskriterium - egal ob man die sonnennahen, die jungen in Sternhaufen, oder die älteren im "freien Feld" betrachtet, bei jeder Auswahl hat man mit anderen Problemen zu kämpfen. Eine Diskussion sollte allerdings im IMF-Artikel erfolgen - hier würde es deutlich zu weit führen. Die Massenfunktion selbst ist zwar sehr einfach - die Diskussion der Probleme beim Vergleich der beobachteten Verteilung mit dieser Funktion ist dagegen schon wieder ziemlich komplex. -- srb 13:04, 21. Jun 2004 (CEST)

[Bearbeiten] Zusätzliche Details

Prima Artikel. Eine Unklarheit bei "Lithiumfusion". Text:

Dieser Prozess hält bei sehr leichten Sternen etwa 50 und bei Braunen Zwergen etwa 50 bis 250 Millionen Jahre an, bis der Lithiumvorrat aufgebraucht ist.

Hier ist mir nicht klar, ob da 50 Jahre oder 50 Millionen Jahre gemeint sind. Nach Nachdenken müssen es wohl Millionen sein, aber das könnte man doch klarer schreiben?!

Konni

Der Artikel gefällt mir sehr gut, es macht richtig Spaß, ihn zu lesen. Ich habe ein paar Fragen dazu:

• Unter Abgrenzung heißt es, die Massengrenze für das Einsetzen der Wasserstofffusion liege für eine Metallizität von 0 »bei etwa 90« … Damit sind wohl ebenfalls 90 Jupitermassen gemeint? Sollte vielleicht der Klarheit wegen dazugeschrieben werden.
  • hab's ergänzt. -- srb
• Unter Eigenschaften Brauner Zwerge heißt es dann weiter unten: »Für sehr leichte Zwergsterne stellt sich im Kern unabhängig von der Masse eine Gleichgewichtstemperatur von etwa 3 Millionen Kelvin ein, bei der die Wasserstofffusionsprozesse sprunghaft einsetzen.« Heißt »sprunghaft« in diesem Fall »explosionsartig«, also ähnlich dem Heliumflash beim Einsetzen des Heliumbrennens? Wenn ja, was geschieht dabei? Wäre vielleicht interessant für den Artikel Stern oder Roter Zwerg. Oder ist damit eher »sporadisch«, »nach Lust und Laune« gemeint? (Ich frage auch deswegen, weil ich im Artikel Proton-Proton-Reaktion ursprünlich behauptet hatte – inzwischen korrigiert –, Wasserstoffbrennen setze ab ca. 10 Mio. K ein. Dies hatte ich dem Buch Leben und Sterben der Sterne von Norbert Langer (C.H.Beck, München 1995) entnommen. Wie kommt er, immerhin Mitarbeiter des Max-Planck-Instituts für Astrophysik in Garching b. M., auf 10 Mio.?)
  • Die Unterschiede liegen in der Dichte im Sterninneren: ich nehme an, die 10 Mio sind für die Dichte im Sonneninneren, die 3 Mio jedoch an der Grenze zu den Braunen Zwergen. Je niedriger die Kerntemperatur, desto höher muß der Druck im Sterninneren sein, um der Gravitationskraft entgegenwirken zu können. -- srb 19:09, 9. Jul 2004 (CEST)
  • zum "sprunghaften einsetzen der Fusionsprozesse": Sobald die Temperatur ausreicht, um die ersten pp-Reaktionen zu starten, erhöht sich dadurch die Temperatur weiter - und damit auch die Fusionsrate. Das sprunghafte einsetzen ist so gemeint, dass die Tmperatur-Grenze sehr "scharf" ist - ein Flash ist es aber wahrscheinlich nicht, da hab ich nirgends etwas dazu gelesen. Aber Du hast recht, die Formulierung im Text ist noch nicht so optimal - mal überlegen, wie man das besser formulieren kann. -- srb 19:22, 9. Jul 2004 (CEST)

Interessant bzgl. der Braunen Zwerge fände ich außerdem (sprich: Bestellliste):

• die Bereiche der Temperaturen, bei denen die Sparflammenfusionsreaktionen (Li, D) der Braunen Zwerge ablaufen;
• (ganz kurz) die Herkunft des Begriffs Planemo. Einen Eigenen Artikel wird er ja noch nicht verdienen.

Viele Grüße --Marc Layer 16:51, 9. Jul 2004 (CEST)

Zu den Temperaturen der Li- und D-Fusion habe ich bei meiner Recherche keine Zahlen gefunden - ich habe allerdings auch nicht speziell danach gesucht, mal schaun, ob ich da irgendwo was finde; zur Herkunft des Namens Planemo: planetary mass object. -- srb 19:09, 9. Jul 2004 (CEST)

[Bearbeiten] Frage und Ungenauigkeiten

Also zunächst mal muss ich ja sagen, dass sich der Artikel schon ganz nett lesen lässt und vor allem sehr vollständig ist, wenn man mal so vergleicht was es im Netz zu Braunen Zwergen so gibt. Ich freue mich, dass sich jemand diese ganze Arbeit gemacht hat und bedanke mich auch gleichzeitig! Trotzdem muss ich aber sagen, dass einiges ein bisschen oberflächlich behandelt wird und 2 Dinge auch glaube ich falsch sind. Erstens: warum nennt sich das ganze Lithium FUSION? Es wird doch viel mehr Lithium mit Hilfe eines Protons gespalten in zwei Heliumkerne. Bedeutet Fusion nicht, dass ich am Ende ein schwereres Element herausbekomme? Dann bin ich mir eigentlich ziemlich sicher, dass es im Absatz Nachweißmethoden->Temperatur heißen müsste: T_eff prop. L^{1/4}. Lasse mich aber natürlich gerne vom Gegenteil überzeugen. Den Absatz zu "Eigenschaften Brauner Zwerge" finde ziemlich wischi waschi. Es werden zu viele Begriffe benutzt die dem Niveau des ganzen Artikels eigentlich nicht so richtig entsprechen. Es fehlen die präzisen Erklärungen, die einen Astrophysiker eigentlich schon interessieren, denn so kann man damit nicht wirklich viel damit anfangen. Ein Laie kann aber auch nicht wirklich viel damit anfangen.

Grüße, Peter

Bei der Lithiumfusion handelt es sich um den letzten Schritt der Proton-Proton-Reaktion II, bei dem zunächst ⁸Be entsteht. Da dieses Isotop allerdings sehr kurzlebig ist (6,722 · 10^-17 s, siehe Beryllium), wird der Reaktionsschritt in den Beschreibungen der Fusionsreaktionen meist weggelassen. Bei den anderen von Dir angesprochenen Punkten schau ich noch mal drüber. -- srb ^♋ 10:19, 12. Apr 2006 (CEST)

Eine weitere Anmerkung von mir, du schreibst das in braunen zwergen nur Deuterium und Lithium fusionieren, aber kein Wasserstoff. Das ist ein Wiederspruch da Deuterium ein Wasserstoffisotop ist. Meinst du mit Wasserstoff evtl Protium? oder ist das Deuterium falsch? gruss --Shadak 21:18, 8. Mai 2006 (CEST)