Brun dverg, brun dvergstjerne, en stjerne som ikke er varm nok til å forbrenne hydrogen til helium. Vanlige stjerner, slik som Solen, frigjør kjerneenergi ved en fusjonsprosess der hydrogen forbrennes til helium. For at hydrogenet skal antennes, må temperaturen i kjernen være minst 3 millioner grader kelvin. Jo mer massiv en stjerne er, desto høyere temperatur har den. For å kunne fusjonere hydrogen må en stjerne ha en masse på omtrent 80 jupitermasser, dvs. 8 % av Solens masse.

Brune dvergstjerner har mellom 10 og 100 jupitermasser. De dannes på samme måten som andre stjerner ved at en fortetning i gassen som eksisterer mellom stjernene, trekker seg sammen. En ung brun dvergstjerne, dvs. en som er omtrent 100 millioner år, har typisk en overflatetemperatur på omtrent 2500 K, mens Solens overflatetemperatur er 5800 K. Solens temperatur holder seg konstant i milliarder av år på grunn av hydrogenforbrenningen. Overflatetemperaturen til en dvergstjerne vil imidlertid avta til omtrent 1700 K etter 1 milliard år og 550 K etter 10 milliarder år. Mens Solen har størst strålingsintensitet i det optiske området av spekteret, stråler en brun dvergstjerne sterkest i det infrarøde området.

Eksistensen av brune dvergstjerner ble forutsagt av astronomen Shiv Kumar i 1963 ut fra teorien for hvordan stjerner dannes, men først i 1994 greide man å observere en brun dvergstjerne, Gliese 229B. Den er 6 parsec (19 lysår) fra Jorden og danner et dobbeltstjernesystem sammen med en rød dvergstjerne, Gliese 229A. Gliese 229B har omtrent samme utstrekning som Jupiter, men omtrent 40 ganger så stor masse, og overflatetemperaturen er omtrent 1000 K. Den lyser bare en milliontedel så sterkt som Solen og en tusendel så sterkt som Gliese 229A. Avstanden mellom stjernene er litt større enn Plutos avstand fra Solen.

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål til artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.