Braune Zwerge sind kosmische Körper mit einer Masse von 1-8% der Sonnenmasse. Sie sind zu massiv für Planeten, die Gravitationskompression ermöglicht thermonukleare Reaktionen mit "leicht brennbaren" Elementen. Ihre Masse reicht jedoch nicht aus, um Wasserstoff zu "entzünden", und daher leuchten braune Zwerge im Gegensatz zu vollwertigen Sternen nicht lange.
Astronomen experimentieren nicht - sie erhalten Informationen durch Beobachtungen. Wie einer der Vertreter dieses Berufs sagte, gibt es keine Geräte, die lang genug sind, um die Sterne zu erreichen. Astronomen verfügen jedoch über physikalische Gesetze, die es nicht nur ermöglichen, die Eigenschaften bereits bekannter Objekte zu erklären, sondern auch die Existenz von Objekten vorherzusagen, die noch nicht beobachtet wurden.
Shiva Kumars Voraussicht
Viele haben von Neutronensternen, Schwarzen Löchern, Dunkler Materie und anderen kosmischen Exoten gehört, die von Theoretikern berechnet wurden. Es gibt jedoch viele andere Kuriositäten im Universum, die auf die gleiche Weise entdeckt wurden. Dazu gehören Körper, die zwischen Sternen und Gasplaneten liegen. Sie wurden 1962 von Shiv Kumar vorhergesagt, einem 23-jährigen indisch-amerikanischen Astronomen, der gerade an der University of Michigan promoviert hatte. Kumar nannte diese Objekte schwarze Zwerge. Später tauchten in der Literatur Namen wie schwarze Sterne, Kumar-Objekte und Infrarotsterne auf, doch am Ende setzte sich der Ausdruck "Braune Zwerge" durch, der 1974 von Jill Tarter, einer Doktorandin an der University of California, vorgeschlagen wurde.
Vier Jahre lang "wog" ein internationales Team von Astronomen den ultrakalten Zwerg der L-Klasse (6,6% der Sonnenmasse) mit dem Hubble-Teleskop, VLT und dem. Keck.
Kumar geht seit vier Jahren zu seiner Eröffnung. In jenen Tagen waren die Grundlagen der Dynamik der Sterngeburt bereits bekannt, aber es gab erhebliche Lücken in den Details. Kumar als Ganzes beschrieb die Eigenschaften seiner "schwarzen Zwerge" jedoch so korrekt, dass später sogar Supercomputer seinen Schlussfolgerungen zustimmten. Schließlich war und ist das menschliche Gehirn das beste wissenschaftliche Instrument.
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Die Geburt von Understars
Sterne entstehen durch den Gravitationskollaps kosmischer Gaswolken, bei denen es sich hauptsächlich um molekularen Wasserstoff handelt. Es enthält auch Helium (eines pro 12 Wasserstoffatome) und Spuren schwerer Elemente. Der Zusammenbruch endet mit der Geburt eines Protosterns, der zu einer vollwertigen Leuchte wird, wenn sich sein Kern so stark erwärmt, dass dort eine stabile thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff beginnt (Helium ist daran nicht beteiligt, da zehnmal höhere Temperaturen erforderlich sind, um ihn zu entzünden). Die zum Zünden von Wasserstoff erforderliche Mindesttemperatur beträgt etwa 3 Millionen Grad.
Kumar interessierte sich für die leichtesten Protosterne mit einer Masse von nicht mehr als einem Zehntel der Masse unserer Sonne. Er erkannte, dass Wasserstoff, um die thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff auszulösen, eine höhere Dichte aufweisen muss als die Vorgänger von Sternen vom Solartyp. Das Zentrum des Protostars ist mit einem Plasma aus Elektronen, Protonen (Wasserstoffkernen), Alpha-Teilchen (Heliumkernen) und Kernen schwererer Elemente gefüllt. Es kommt vor, dass Elektronen bereits vor Erreichen der Wasserstoffzündungstemperatur ein spezielles Gas erzeugen, dessen Eigenschaften durch die Gesetze der Quantenmechanik bestimmt werden. Dieses Gas widersteht erfolgreich der Kompression des Protostars und verhindert somit die Erwärmung seiner zentralen Zone. Daher entzündet sich Wasserstoff entweder überhaupt nicht oder geht lange vor dem vollständigen Ausbrennen aus. In solchen Fällen wird anstelle eines ausgefallenen Sterns ein Brauner Zwerg gebildet.
Die Möglichkeit eines entarteten Fermigases, der Gravitationskompression zu widerstehen, ist keineswegs unbegrenzt, und es ist leicht, es einerseits zu zeigen. Wenn Elektronen immer höhere Energieniveaus füllen, nehmen ihre Geschwindigkeiten zu und nähern sich schließlich dem Licht. In dieser Situation herrscht die Schwerkraft vor und der Gravitationskollaps setzt sich fort. Der mathematische Beweis ist komplizierter, aber die Schlussfolgerung ist ähnlich. Es stellt sich also heraus, dass der Quantendruck des Elektronengases den Gravitationskollaps nur dann stoppt, wenn die Masse des kollabierenden Systems unter einer bestimmten Grenze bleibt, die 1,41 Sonnenmassen entspricht. Es wird das Chandrasekhar-Limit - zu Ehren des herausragenden indischen Astrophysikers und Kosmologen, der es 1930 berechnete. Die Chandrasekhar-Grenze gibt die maximale Masse der Weißen Zwerge an.was unsere Leser wahrscheinlich wissen. Die Vorläufer der Braunen Zwerge sind jedoch zehnmal leichter und müssen sich keine Sorgen um die Chandrasekhar-Grenze machen.
Kumar berechnete, dass die Mindestmasse eines entstehenden Sterns 0,07 Sonnenmassen beträgt, wenn es um relativ junge Leuchten der Population I geht, die Wolken mit einem erhöhten Gehalt an Elementen erzeugen, die schwerer als Helium sind. Für Sterne der Bevölkerung II, die vor mehr als 10 Milliarden Jahren entstanden sind, zu einer Zeit, als Helium und schwerere Elemente im Weltraum viel weniger waren, entspricht dies 0,09 Sonnenmassen. Kumar fand auch heraus, dass die Bildung eines typischen Braunen Zwergs etwa eine Milliarde Jahre dauert und sein Radius 10% des Radius der Sonne nicht überschreitet. Unsere Galaxie sollte wie andere Sternhaufen eine Vielzahl solcher Körper enthalten, die jedoch aufgrund ihrer schwachen Leuchtkraft schwer zu erkennen sind.
Wie sie aufleuchten
Diese Schätzungen haben sich im Laufe der Zeit nicht wesentlich geändert. Es wird jetzt angenommen, dass die vorübergehende Entzündung von Wasserstoff in einem Protostern, der aus relativ jungen Molekülwolken geboren wurde, im Bereich von 0,07 bis 0,075 Sonnenmassen auftritt und 1 bis 10 Milliarden Jahre dauert (zum Vergleich: Rote Zwerge, die leichtesten echten Sterne, können leuchten Dutzende Milliarden Jahre!). Wie Adam Burrows, Professor für Astrophysik an der Princeton University, in einem Interview mit PM feststellte, kompensiert die Kernfusion nicht mehr als die Hälfte des Verlusts an Strahlungsenergie von der Oberfläche eines Braunen Zwergs, während bei realen Hauptreihensternen der Kompensationsgrad 100% beträgt. Daher kühlt der ausgefallene Stern auch dann ab, wenn der "Wasserstoffofen" in Betrieb ist, und noch mehr, wenn er nach dem Verstopfen weiter abkühlt.
Ein Protostern mit einer Masse von weniger als 0,07 Sonnenmasse kann überhaupt keinen Wasserstoff entzünden. Zwar kann Deuterium in seinen Tiefen aufflammen, da seine Kerne bereits bei Temperaturen von 600 bis 700.000 Grad mit Protonen verschmelzen und Helium-3- und Gamma-Quanten entstehen. Aber es gibt nicht viel Deuterium im Weltraum (es gibt nur ein Deuteriumatom für 200.000 Wasserstoffatome), und seine Reserven halten nur wenige Millionen Jahre. Die Kerne von Gasbündeln, die 0,012 Sonnenmassen (das sind 13 Jupitermassen) nicht erreicht haben, erwärmen sich auch bei dieser Schwelle nicht und sind daher zu keinen thermonuklearen Reaktionen fähig. Wie der Professor an der Universität von Kalifornien in San Diego, Adam Burgasser, betonte, glauben viele Astronomen, dass hier die Grenze zwischen dem Braunen Zwerg und dem Planeten verläuft. Laut Vertretern eines anderen Lagers,Ein leichteres Gasbündel kann auch als brauner Zwerg betrachtet werden, wenn es infolge des Zusammenbruchs der primären kosmischen Gaswolke entstanden ist und nicht aus einer Gasstaubscheibe geboren wurde, die einen neu aufgeflammten normalen Stern umgibt. Solche Definitionen sind jedoch Geschmackssache.
Eine weitere Klarstellung bezieht sich auf Lithium-7, das wie Deuterium in den ersten Minuten nach dem Urknall gebildet wurde. Lithium tritt bei einer etwas geringeren Erwärmung als Wasserstoff in die Kernfusion ein und entzündet sich daher, wenn die Masse des Protostars 0,055 bis 0,065 Sonnen übersteigt. Lithium im Weltraum ist jedoch 2.500-mal weniger als Deuterium, und daher ist sein Beitrag aus energetischer Sicht völlig vernachlässigbar.
Was haben sie drinnen?
Was passiert im Inneren eines Protostars, wenn der Gravitationskollaps nicht mit einer thermonuklearen Zündung von Wasserstoff endete und sich die Elektronen zu einem einzigen Quantensystem, dem sogenannten entarteten Fermigas, vereinigt haben? Der Anteil der Elektronen in diesem Zustand steigt allmählich an und springt nicht in einem einzigen Moment von Null auf 100%. Der Einfachheit halber gehen wir jedoch davon aus, dass dieser Prozess bereits abgeschlossen ist.
Paulis Prinzip besagt, dass zwei Elektronen, die in dasselbe System eintreten, nicht im selben Quantenzustand sein können. In einem Fermigas wird der Zustand eines Elektrons durch seinen Impuls, seine Position und seinen Spin bestimmt, der nur zwei Werte annimmt. Dies bedeutet, dass es an derselben Stelle nicht mehr als ein Elektronenpaar mit denselben Impulsen (und natürlich entgegengesetzten Spins) geben kann. Und da im Verlauf des Gravitationskollapses Elektronen in ein immer kleiner werdendes Volumen gepackt werden, besetzen sie Zustände mit zunehmenden Impulsen und dementsprechend Energien. Dies bedeutet, dass mit der Kontraktion des Protosterns die innere Energie des Elektronengases zunimmt. Diese Energie wird durch reine Quanteneffekte bestimmt und ist nicht mit thermischer Bewegung verbunden. Daher hängt sie in erster Näherung nicht von der Temperatur ab (im Gegensatz zur Energie eines klassischen idealen Gases).deren Gesetze im Schulphysikkurs studiert werden). Darüber hinaus ist bei einem ausreichend hohen Kompressionsverhältnis die Energie des Fermigases um ein Vielfaches größer als die Wärmeenergie der chaotischen Bewegung von Elektronen und Atomkernen.
Eine Erhöhung der Energie des Elektronengases erhöht auch seinen Druck, der ebenfalls nicht von der Temperatur abhängt und viel stärker als der thermische Druck wächst. Genau dies wirkt der Gravitation der Protosternmaterie entgegen und stoppt ihren Gravitationskollaps. Wenn dies geschah, bevor die Wasserstoffzündungstemperatur erreicht war, kühlt sich der Braune Zwerg unmittelbar nach einem kurzen kosmischen Deuterium-Burnout ab. Befindet sich der Protostern in der Grenzzone und hat eine solare Masse von 0,07 bis 0,075 Sonnenenergie, verbrennt er Milliarden von Jahren Wasserstoff, dies hat jedoch keinen Einfluss auf seine endgültige Masse. Schließlich senkt der Quantendruck des entarteten Elektronengases die Temperatur des Sternkerns so stark, dass die Wasserstoffverbrennung stoppt. Und obwohl seine Reserven für zig Milliarden Jahre ausreichen würden, wird der Braune Zwerg sie nicht mehr in Brand setzen können. Dies unterscheidet es von dem leichtesten roten Zwerg, der den Kernofen nur dann abschaltet, wenn der gesamte Wasserstoff in Helium umgewandelt wurde.
Alle bekannten Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm sind nicht gleichmäßig verteilt, sondern werden unter Berücksichtigung der Leuchtkraft (Yerkes-Klassifikation oder MCC unter den Namen der Astronomen, die sie vom Yerkes-Observatorium entwickelt haben - William Morgan, Philip Keenan und Edith Kellman) in mehrere Spektralklassen zusammengefasst. Die moderne Klassifikation unterscheidet acht solcher Hauptgruppen im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Klasse 0 - Dies sind Hypergianten, massive und sehr helle Sterne, die die Masse der Sonne um das 100-200-fache und in Bezug auf die Leuchtkraft - in Millionen und Dutzenden von Millionen. Klasse Ia und Ib - Dies sind Überriesen, die zehnmal so massereich sind wie die Sonne und zehntausende Mal überlegen in der Leuchtkraft. Klasse II - helle Riesen, die zwischen Überriesen und Riesen der Klasse III liegen. Klasse V - das ist das sogenannte die Hauptsequenz (Zwerge), auf der die meisten Sterne liegen, einschließlich unserer Sonne. Wenn einem Hauptreihenstern der Wasserstoff ausgeht und er beginnt, Helium in seinem Kern zu verbrennen, wird er zu einem Subgiant der Klasse IV. Direkt unter der Hauptsequenz befindet sich Klasse VI - Zwerge. Und Klasse VII umfasst kompakte weiße Zwerge, die letzte Stufe in der Entwicklung von Sternen, die die Chandrasekhar-Massengrenze nicht überschreiten. Und Klasse VII umfasst kompakte weiße Zwerge, die letzte Stufe in der Entwicklung von Sternen, die die Chandrasekhar-Massengrenze nicht überschreiten. Und Klasse VII umfasst kompakte weiße Zwerge, die letzte Stufe in der Entwicklung von Sternen, die die Chandrasekhar-Massengrenze nicht überschreiten.
Professor Burrows stellt einen weiteren Unterschied zwischen dem Stern und dem Braunen Zwerg fest. Ein gewöhnlicher Stern kühlt nicht nur nicht ab, verliert Strahlungsenergie, sondern erwärmt sich paradoxerweise. Dies geschieht, weil der Stern seinen Kern komprimiert und erwärmt, und dies erhöht die Geschwindigkeit der thermonuklearen Verbrennung erheblich (zum Beispiel hat seine Leuchtkraft während der Existenz unserer Sonne um mindestens ein Viertel zugenommen). Ein Brauner Zwerg ist eine andere Sache, deren Kompression durch den Quantendruck des Elektronengases verhindert wird. Aufgrund der Strahlung von der Oberfläche kühlt es sich ab wie ein Stein oder ein Stück Metall, obwohl es wie ein normaler Stern aus heißem Plasma besteht.
Lange Suche
Das Streben nach Braunen Zwergen zog sich lange hin. Selbst bei den massereichsten Vertretern dieser Familie, die in ihrer Jugend einen violetten Schimmer ausstrahlen, überschreitet die Oberflächentemperatur normalerweise nicht 2000 K, und für diejenigen, die leichter und älter sind, erreicht sie manchmal nicht einmal 1000 K. Die Strahlung dieser Objekte enthält jedoch auch eine optische Komponente sehr schwach. Hochauflösende Infrarotgeräte, die erst in den 1980er Jahren auf den Markt kamen, eignen sich daher am besten, um sie zu finden. Gleichzeitig wurden Infrarot-Weltraumteleskope gestartet, ohne die es fast unmöglich ist, kalte braune Zwerge zu erkennen (der Spitzenwert ihrer Strahlung fällt auf Wellen mit einer Länge von 3 bis 5 Mikrometern, die hauptsächlich durch die Erdatmosphäre verzögert werden).
In diesen Jahren erschienen Berichte über mögliche Kandidaten. Solche Aussagen konnten zunächst nicht überprüft werden, und die eigentliche Entdeckung des ersten von Shiv Kumar vorhergesagten Pseudostars fand erst 1995 statt. Die Palme hier gehört einer Gruppe von Astronomen, die von einem Professor an der University of California in Berkeley Gibor Basri geleitet werden. Die Forscher untersuchten das extrem schwache Objekt PPl 15 im etwa 400 Lichtjahre entfernten Sternhaufen der Plejaden, das zuvor vom Team des Harvard-Astronomen John Stauffer entdeckt wurde. Nach vorläufigen Daten betrug die Masse dieses Himmelskörpers 0,06 Sonnenmassen, und es könnte sich durchaus als brauner Zwerg herausstellen. Diese Schätzung war jedoch sehr grob und konnte nicht als verlässlich angesehen werden. Professor Basri und seine Kollegen konnten dieses Problem mit einer Lithiumprobe lösen. Das wurde kürzlich vom spanischen Astrophysiker Rafael Rebolo erfunden.
„Unsere Gruppe hat am ersten 10-Meter-Teleskop des Keck-Observatoriums gearbeitet, das 1993 in Betrieb genommen wurde“, erinnert sich Professor Basri. - Wir haben uns für den Lithium-Test entschieden, da dadurch zwischen braunen Zwergen und roten Zwergen in ihrer Nähe unterschieden werden konnte. Rote Zwerge verbrennen Lithium-7 sehr schnell, und fast alle Braunen Zwerge sind dazu nicht in der Lage. Dann glaubte man, dass das Alter der Plejaden etwa 70 Millionen Jahre beträgt und selbst die hellsten roten Zwerge in dieser Zeit Lithium vollständig hätten entfernen müssen. Wenn wir Lithium im PPl 15 -Spektrum finden würden, hätten wir allen Grund zu der Annahme, dass es sich um einen Braunen Zwerg handelt. Die Aufgabe war nicht einfach. Der erste spektrographische Test im November 1994 ergab Lithium, der zweite Kontrolltest im März 1995 bestätigte dies jedoch nicht. Natürlich,Wir waren enttäuscht - die Entdeckung rutschte uns direkt aus den Händen. Die anfängliche Schlussfolgerung war jedoch richtig. PPl 15 stellte sich als ein Paar brauner Zwerge heraus, die in nur sechs Tagen einen gemeinsamen Massenschwerpunkt umkreisten. Deshalb verschmolzen die Spektrallinien von Lithium manchmal und gingen dann auseinander - so dass wir sie beim zweiten Test nicht sahen. Auf dem Weg entdeckten wir, dass die Plejaden älter sind als bisher angenommen.
Im selben Jahr 1995 gab es Berichte über die Entdeckung von zwei weiteren Braunen Zwergen. Raphael Rebolo und seine Kollegen vom Astrophysikalischen Institut der Kanarischen Inseln entdeckten den Zwerg Teide 1 in den Plejaden, der ebenfalls mit der Lithiummethode identifiziert wurde. Und Ende 1995 berichteten Forscher des California Institute of Technology und der Johns Hopkins University, dass der Rote Zwerg Gliese 229, der nur 19 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt ist, einen Begleiter hat. Dieser Mond ist 20-mal schwerer als Jupiter und enthält Methanlinien in seinem Spektrum. Methanmoleküle werden zerstört, wenn die Temperatur 1500 K überschreitet, während die atmosphärische Temperatur der kältesten normalen Sterne immer über 1700 K liegt. Dadurch konnte Gliese 229-B ohne Verwendung eines Lithiumtests als Brauner Zwerg erkannt werden. Jetzt ist es bereits bekanntdass seine Oberfläche auf nur 950 K erhitzt wird, so dass dieser Zwerg sehr kalt ist.
Astronomen lernen ständig neue Dinge über Braune Zwerge. Ende November 2010 berichteten Wissenschaftler aus Chile, England und Kanada über die Entdeckung im Sternbild Jungfrau, nur 160 Lichtjahre von der Sonne entfernt, einem Sternpaar zweier Zwerge unterschiedlicher Farbkategorien - weiß und braun. Letzterer ist einer der heißesten Zwerge der T-Klasse (seine Atmosphäre ist auf 1300 K erhitzt) und hat eine Masse von 70 Jupitern. Beide Himmelskörper sind gravitativ gebunden, obwohl sie durch eine große Entfernung voneinander getrennt sind - ungefähr 1 Lichtjahr. Astronomen beobachteten ein Sternpaar Brauner Zwerge mit dem UKIRT-Teleskop (United Kingdom Infrared Telescope) mit einem 3,8-Meter-Spiegel. Dieses Teleskop befindet sich in der Nähe des Gipfels von Mauna Kea in Hawaii auf einer Höhe von 4200 m über dem Meeresspiegel - - eines der größten Instrumente der Welt,Arbeiten im Infrarotbereich.
L-Zwerge, E-Zwerge - wie geht es weiter?
Gegenwärtig gibt es doppelt so viele Braune Zwerge, die als Exoplaneten bekannt sind - etwa 1000 gegenüber 500. Die Untersuchung dieser Körper zwang die Wissenschaftler, die Klassifizierung von Sternen und sternförmigen Objekten zu erweitern, da sich die vorherige als unzureichend herausstellte.
Astronomen haben Sterne lange Zeit nach den spektralen Eigenschaften der Strahlung in Gruppen eingeteilt, die wiederum hauptsächlich durch die Temperatur der Atmosphäre bestimmt werden. Heute wird hauptsächlich das System verwendet, dessen Grundstein vor mehr als hundert Jahren von den Mitarbeitern des Harvard University Observatory gelegt wurde. In der einfachsten Version sind Sterne in sieben Klassen unterteilt, die mit den lateinischen Buchstaben O, B, A, F, G, K und M bezeichnet sind. Klasse O enthält extrem massive blaue Sterne mit Oberflächentemperaturen über 33.000 K, während Klasse M umfasst Rote Zwerge, rote Riesen und sogar eine Reihe roter Überriesen, deren Atmosphäre auf weniger als 3700 K erhitzt wird. Jede Klasse ist wiederum in zehn Unterklassen unterteilt - von der heißesten Null bis zur kältesten neunten. Zum Beispiel gehört unsere Sonne zur G2-Klasse. Das Harvard-System hat auch komplexere Varianten (zum Beispiel wurden in letzter Zeit weiße Zwerge einer speziellen Klasse D zugeordnet), aber dies sind Feinheiten.
Die Entdeckung der Braunen Zwerge führte zur Einführung neuer Spektraltypen L und T. Die Klasse L umfasst Objekte mit Oberflächentemperaturen von 1300 bis 2000 K. Unter ihnen sind nicht nur braune Zwerge, sondern auch die dunkelsten roten Zwerge, die zuvor als M-Klasse eingestuft wurden. Die Klasse T umfasst nur einen Braunen Zwerg, dessen Atmosphäre von 700 auf 1300 K erwärmt wird. Methanlinien sind in ihren Spektren reichlich vorhanden, daher werden diese Körper häufig als Methanzwerge bezeichnet (genau das ist Gliese 229 B).
"In den späten 1990er Jahren hatten wir eine Fülle von Informationen über die Spektren der schwächsten Sterne, einschließlich der Braunen Zwerge, gesammelt", sagte der Caltech-Astronom Davy Kirkpatrick, der Teil einer Gruppe von Wissenschaftlern ist, die die neuen Klassen initiiert haben, gegenüber PM. - Es stellte sich heraus, dass sie eine Reihe von Funktionen haben, die zuvor noch nicht angetroffen wurden. Die für rote M-Zwerge typischen Spektralmarkierungen von Vanadium- und Titanoxiden verschwanden, aber Linien von Alkalimetallen - Natrium, Kalium, Rubidium und Cäsium - traten auf. Deshalb haben wir beschlossen, die Harvard-Klassifikation zu erweitern. Zuerst wurde die Klasse L hinzugefügt, ich war es, der diesen Brief vorschlug - einfach, weil noch nichts dafür aufgeführt war. Gliese 229 B entsprach jedoch aufgrund der Anwesenheit von Methan nicht der Klasse L. Ich musste noch einen freien Buchstaben verwenden - T, also erschien die T-Klasse."
Dies wird höchstwahrscheinlich nicht dort enden. Es wurde bereits vorgeschlagen, die Klasse y einzuführen, die hypothetischen ultrakalten Braunen Zwergen vorbehalten ist, die unter 600 K erhitzt werden. Ihre Spektren sollten auch charakteristische Merkmale aufweisen, wie z. B. klare Absorptionslinien von Ammoniak (und bei Temperaturen unter 400 K tritt auch Wasserdampf auf). Da alle Braunen Zwerge zum Abkühlen verurteilt sind, müssen Körper der Y-Klasse existieren, obwohl sie noch nicht entdeckt wurden. Es ist möglich, dass sie nach dem Start des riesigen James Webb-Infrarot-Teleskops geöffnet werden, das 2014 in den Weltraum fliegen wird. Vielleicht findet dieses Observatorium sogar Planeten in Braunen Zwergen, deren Existenz im Prinzip durchaus akzeptabel ist. Für Astronomen liegen noch viele interessante Dinge vor uns.
Alexey Levin