Braune Zwerge

Braune Zwerge bezeichnen substellare Objekte, die zu massereich sind, um als Planet zu gelten, aber nicht massereich genug, um dauerhafte Wasserstoffkernfusion wie ein echter Stern zu unterhalten. Sie liegen mit ihrer Masse typischerweise zwischen rund 13 und 80 Jupitermassen. Unterhalb von etwa 13 Jupitermassen setzt auch keine Deuteriumfusion ein, weshalb diese Grenze die untere Schwelle zur Braunen-Zwerg-Klassifikation markiert.

Braune Zwerge leuchten sehr schwach, hauptsächlich durch Restwärme aus ihrer Entstehungsphase und durch kurzzeitige Deuteriumfusion in ihrer Frühzeit. Im Lauf der Zeit kühlen sie ab und werden immer dunkler. Ihre Oberflächentemperaturen reichen von rund 300 K bei den kühlsten bekannten Exemplaren (Spektralklasse Y) bis zu über 2.000 K bei wärmeren Vertretern (Klassen L und T).

Wegen ihrer geringen Leuchtkraft sind Braune Zwerge schwer zu entdecken; die ersten wurden erst in den 1990er-Jahren sicher nachgewiesen. Heute kennt man mehrere Tausend solcher Objekte in der Sonnenumgebung. Sie sind wissenschaftlich interessant, weil sie die Lücke zwischen den schwersten Gasplaneten und den leichtesten Sternen schließen und Einblick in die Grenzen der Sternentstehung geben.