Enana marrón - Brown dwarf

Concepto artístico de una enana marrón tipo T
Comparación: la mayoría de las enanas marrones son ligeramente más pequeñas que Júpiter (15-20%), pero aún son hasta 80 veces más masivas debido a su mayor densidad. La imagen no está a escala; El radio de Júpiter es 10 veces mayor que el de la Tierra y el radio del Sol es 10 veces mayor que el de Júpiter.

Las enanas marrones son objetos subestelares que no son lo suficientemente masivos para sostener la fusión nuclear de hidrógeno ordinario ( 1 H ) en helio en sus núcleos, a diferencia de una estrella de secuencia principal . Tienen una masa entre los planetas gigantes gaseosos más masivos y las estrellas menos masivas, aproximadamente de 13 a 80 veces la de Júpiter ( M J ). Sin embargo, son capaces de fusionar deuterio ( 2 H ), y los más masivos (>  65 M J ) pueden fusionar litio ( 7 Li ).  

Los astrónomos clasifican los objetos auto-luminosos por clase espectral , una distinción íntimamente ligada a la temperatura de la superficie, y las enanas marrones ocupan los tipos M, L, T e Y. Como las enanas marrones no experimentan una fusión estable de hidrógeno, se enfrían con el tiempo, de manera progresiva. pasando por tipos espectrales posteriores a medida que envejecen.

A pesar de su nombre, a simple vista las enanas marrones aparecerían de diferentes colores dependiendo de su temperatura. Las más cálidas son posiblemente naranjas o rojas, mientras que las enanas marrones más frías probablemente parecerían magenta para el ojo humano. Las enanas marrones pueden ser completamente convectivas , sin capas ni diferenciación química por profundidad.

Aunque su existencia se teorizó originalmente en la década de 1960, no fue hasta mediados de la década de 1990 que se descubrieron las primeras enanas marrones inequívocas. Como las enanas marrones tienen temperaturas superficiales relativamente bajas, no son muy brillantes en longitudes de onda visibles y emiten la mayor parte de su luz en el infrarrojo . Con la llegada de dispositivos de detección de infrarrojos más capaces, se han identificado miles de enanas marrones. Las enanas marrones conocidas más cercanas se encuentran en el sistema Luhman 16 , un binario de enanas marrones de tipo L y T a una distancia de unos 6,5 años luz. Luhman 16 es el tercer sistema más cercano al Sol después de Alpha Centauri y Barnard's Star .

Historia

El objeto más pequeño es Gliese 229B, alrededor de 20 a 50 veces la masa de Júpiter, orbitando la estrella Gliese 229 . Está en la constelación de Lepus , a unos 19 años luz de la Tierra.

Teorización temprana

Planetas, enanas marrones, estrellas

Los objetos ahora llamados "enanas marrones" fueron teorizados por Shiv S. Kumar en la década de 1960 para existir y originalmente se los llamó enanas negras , una clasificación para los objetos subestelares oscuros que flotaban libremente en el espacio y que no eran lo suficientemente masivos para sostener la fusión del hidrógeno. Sin embargo, (a) el término enana negra ya se usaba para referirse a una enana blanca fría ; (b)  las enanas rojas fusionan hidrógeno; y (c) estos objetos pueden ser luminosos en longitudes de onda visibles al principio de sus vidas. Debido a esto, se propusieron nombres alternativos para estos objetos, incluidos planetar y substar . En 1975, Jill Tarter sugirió el término "enana marrón", utilizando "marrón" como color aproximado.

El término "enana negra" todavía se refiere a una enana blanca que se ha enfriado hasta el punto de que ya no emite cantidades significativas de luz. Sin embargo, se calcula que el tiempo necesario para que incluso la enana blanca de menor masa se enfríe a esta temperatura es mayor que la edad actual del universo; por tanto, se espera que tales objetos no existan todavía.

Las primeras teorías sobre la naturaleza de las estrellas de menor masa y el límite de combustión de hidrógeno sugirieron que un objeto de la población I con una masa menor de 0.07  masas solares ( M ) o un objeto de la población II menor de 0.09  M nunca pasaría por la normalidad. evolución estelar y se convertiría en una estrella completamente degenerada . El primer cálculo autoconsistente de la masa mínima de combustión de hidrógeno confirmó un valor entre 0.07 y 0.08 masas solares para los objetos de la población I.

Fusión de deuterio

El descubrimiento de que el deuterio se quemó hasta una masa solar de 0,013  y el impacto de la formación de polvo en las frías atmósferas exteriores de las enanas marrones a finales de la década de 1980 puso en duda estas teorías. Sin embargo, estos objetos fueron difíciles de encontrar porque casi no emiten luz visible. Sus emisiones más fuertes se encuentran en el espectro infrarrojo (IR), y los detectores de infrarrojos terrestres eran demasiado imprecisos en ese momento para identificar fácilmente cualquier enana marrón.

Desde entonces, numerosas búsquedas por diversos métodos han buscado estos objetos. Estos métodos incluyen encuestas de imagen de varios colores alrededor de las estrellas de campo, encuestas obtener imágenes de compañeros débiles de la secuencia principal enanos y enanas blancas , encuestas de jóvenes cúmulos de estrellas , y la velocidad radial de monitoreo de compañeros cercanos.

GD 165B y clase "L"

Durante muchos años, los esfuerzos por descubrir las enanas marrones fueron infructuosos. En 1988, sin embargo, se encontró una débil compañera de una estrella conocida como GD 165 en una búsqueda infrarroja de enanas blancas. El espectro de la compañera GD 165B era muy rojo y enigmático, y no mostraba ninguna de las características esperadas de una enana roja de baja masa . Quedó claro que GD 165B tendría que ser clasificado como un objeto mucho más genial que las últimas enanas M conocidas en ese momento. GD 165B siguió siendo único durante casi una década hasta la llegada de Two Micron All-Sky Survey ( 2MASS ), que descubrió muchos objetos con colores y características espectrales similares.

Hoy en día, GD 165B es reconocido como el prototipo de una clase de objetos que ahora se llaman " enanos L ".

Aunque el descubrimiento de la enana más fría fue muy significativo en ese momento, se debatió si GD 165B se clasificaría como una enana marrón o simplemente como una estrella de muy baja masa, porque observacionalmente es muy difícil distinguir entre las dos.

Poco después del descubrimiento de GD 165B, se informó de otros candidatos a enana marrón. Sin embargo, la mayoría no estuvo a la altura de su candidatura porque la ausencia de litio mostró que eran objetos estelares. Las estrellas verdaderas queman su litio en poco más de 100  Myr , mientras que las enanas marrones (que pueden, confusamente, tener temperaturas y luminosidades similares a las estrellas verdaderas) no lo harán. Por lo tanto, la detección de litio en la atmósfera de un objeto de más de 100 Myr asegura que se trata de una enana marrón.

Gliese 229B y clase "T" - los enanos del metano

La primera enana marrón "T" fue descubierta en 1994 por los astrónomos de Caltech Shrinivas Kulkarni , Tadashi Nakajima, Keith Matthews y Rebecca Oppenheimer, y los científicos de Johns Hopkins Samuel T. Durrance y David Golimowski. Fue confirmado en 1995 como un compañero subestelar de Gliese 229 . Gliese 229b es uno de los dos primeros casos de evidencia clara de una enana marrón, junto con el Teide 1 . Confirmado en 1995, ambos fueron identificados por la presencia de la línea de litio de 670,8 nm. Se encontró que este último tenía una temperatura y luminosidad muy por debajo del rango estelar.

Su espectro del infrarrojo cercano exhibía claramente una banda de absorción de metano a 2 micrómetros, una característica que antes solo se había observado en las atmósferas de planetas gigantes y la de Titán , la luna de Saturno . No se espera la absorción de metano a ninguna temperatura de una estrella de la secuencia principal. Este descubrimiento ayudó a establecer otra clase espectral aún más fría que las  enanas L , conocidas como "  enanas T ", de las que Gliese 229B es el prototipo, la primera clase de enanas marrones "M".

La primera enana marrón de clase "M" confirmada fue descubierta por los astrofísicos españoles Rafael Rebolo (jefe de equipo), María Rosa Zapatero-Osorio y Eduardo L. Martín en 1994. Este objeto, encontrado en el cúmulo abierto de las Pléyades , recibió el nombre de Teide. 1 . El artículo sobre el descubrimiento se envió a Nature en mayo de 1995 y se publicó el 14 de septiembre de 1995. Nature destacó "Enanas marrones descubiertas, oficiales" en la portada de ese número.

El Teide 1 fue descubierto en imágenes recogidas por el equipo del IAC el 6 de enero de 1994 utilizando el telescopio de 80 cm (IAC 80) del Observatorio del Teide y su espectro se registró por primera vez en diciembre de 1994 utilizando el Telescopio William Herschel de 4,2 m del Observatorio Roque de los Muchachos ( La Palma). La distancia, la composición química y la edad del Teide 1 podrían establecerse debido a su pertenencia al joven cúmulo de estrellas de las Pléyades. Utilizando los modelos de evolución estelar y subestelar más avanzados en ese momento, el equipo estimó para el Teide 1 una masa de 55 ± 15  M J , que está por debajo del límite de masa estelar. El objeto se convirtió en una referencia en trabajos posteriores relacionados con la enana marrón joven.

En teoría, una enana marrón por debajo de 65  M J no puede quemar litio por fusión termonuclear en ningún momento durante su evolución. Este hecho es uno de los principios de prueba del litio utilizados para juzgar la naturaleza subestelar de los cuerpos astronómicos de baja luminosidad y baja temperatura superficial.

Los datos espectrales de alta calidad adquiridos por el telescopio Keck 1 en noviembre de 1995 mostraron que el Teide 1 todavía tenía la abundancia inicial de litio de la nube molecular original a partir de la cual se formaron las estrellas Pléyades, lo que demuestra la falta de fusión termonuclear en su núcleo. Estas observaciones confirmaron que el Teide 1 es una enana marrón, así como la eficacia de la prueba espectroscópica de litio .

Durante algún tiempo, el Teide 1 fue el objeto más pequeño conocido fuera del Sistema Solar que había sido identificado por observación directa. Desde entonces, se han identificado más de 1.800 enanas marrones, incluso algunas muy cercanas a la Tierra como Epsilon Indi  Ba y Bb, un par de enanas marrones unidas gravitacionalmente a una estrella similar al Sol a 12 años luz del Sol, y Luhman 16, un sistema binario de enanas marrones a 6,5 ​​años luz del Sol.

Teoría

El mecanismo estándar para el nacimiento de estrellas es a través del colapso gravitacional de una fría nube interestelar de gas y polvo. A medida que la nube se contrae, se calienta debido al mecanismo de Kelvin-Helmholtz . Al principio del proceso, el gas que se contrae irradia rápidamente gran parte de la energía, lo que permite que continúe el colapso. Finalmente, la región central se vuelve lo suficientemente densa para atrapar la radiación. En consecuencia, la temperatura central y la densidad de la nube colapsada aumentan dramáticamente con el tiempo, desacelerando la contracción, hasta que las condiciones son lo suficientemente calientes y densas para que ocurran reacciones termonucleares en el núcleo de la protoestrella . Para la mayoría de las estrellas, la presión de gas y radiación generada por las reacciones de fusión termonuclear dentro del núcleo de la estrella la apoyará contra cualquier contracción gravitacional adicional. Se alcanza el equilibrio hidrostático y la estrella pasará la mayor parte de su vida fusionando hidrógeno en helio como estrella de secuencia principal.

Sin embargo, si la masa de la protoestrella es inferior a aproximadamente 0,08  M , las reacciones normales de fusión termonuclear de hidrógeno no se encenderán en el núcleo. La contracción gravitacional no calienta la pequeña protoestrella de manera muy eficaz, y antes de que la temperatura en el núcleo pueda aumentar lo suficiente como para desencadenar la fusión, la densidad alcanza el punto en el que los electrones se empacan lo suficiente como para crear una presión de degeneración cuántica de electrones . Según los modelos de interior de la enana marrón, se espera que las condiciones típicas en el núcleo de densidad, temperatura y presión sean las siguientes:

Esto significa que la protoestrella no es lo suficientemente masiva ni lo suficientemente densa como para alcanzar las condiciones necesarias para sostener la fusión del hidrógeno. La presión de degeneración electrónica impide que la materia que cae alcance las densidades y presiones necesarias.

Se evita una mayor contracción gravitacional y el resultado es una "estrella fallida", o enana marrón que simplemente se enfría irradiando su energía térmica interna.

Enanas marrones de gran masa versus estrellas de baja masa

El litio generalmente está presente en las enanas marrones y no en las estrellas de baja masa. Las estrellas, que alcanzan la alta temperatura necesaria para fusionar el hidrógeno, agotan rápidamente su litio. Se produce la fusión de litio-7 y un protón produciendo dos núcleos de helio-4 . La temperatura necesaria para esta reacción está justo por debajo de la necesaria para la fusión del hidrógeno. La convección en estrellas de baja masa asegura que el litio en todo el volumen de la estrella finalmente se agote. Por lo tanto, la presencia de la línea espectral de litio en una enana marrón candidata es un fuerte indicador de que se trata de un objeto subestelar.

La prueba de litio

El uso de litio para distinguir las enanas marrones candidatas de las estrellas de baja masa se conoce comúnmente como prueba de litio , y fue pionera en Rafael Rebolo , Eduardo Martín y Antonio Magazzu . Sin embargo, el litio también se ve en estrellas muy jóvenes, que aún no han tenido tiempo suficiente para quemarlo todo.

Las estrellas más pesadas, como el Sol, también pueden retener litio en sus capas externas, que nunca se calientan lo suficiente como para fusionar el litio, y cuya capa convectiva no se mezcla con el núcleo donde el litio se agotaría rápidamente. Esas estrellas más grandes se distinguen fácilmente de las enanas marrones por su tamaño y luminosidad.

Por el contrario, las enanas marrones en el extremo superior de su rango de masa pueden ser lo suficientemente calientes como para agotar su litio cuando son jóvenes. Las enanas de masa superior a 65  M J pueden quemar su litio cuando tengan 500 millones de años, por lo que la prueba de litio no es perfecta.

Metano atmosférico

A diferencia de las estrellas, las enanas marrones más antiguas a veces son lo suficientemente frías como para que, durante períodos de tiempo muy prolongados, sus atmósferas puedan acumular cantidades observables de metano que no pueden formarse en objetos más calientes. Los enanos confirmados de esta manera incluyen Gliese 229 B.

Lluvia de hierro

Las estrellas de la secuencia principal se enfrían, pero eventualmente alcanzan una luminosidad bolométrica mínima que pueden mantener a través de una fusión constante. Esto varía de estrella a estrella, pero generalmente es al menos un 0,01% del Sol. Las enanas marrones se enfrían y oscurecen constantemente a lo largo de su vida; las enanas marrones suficientemente viejas serán demasiado débiles para ser detectables.

La lluvia de hierro como parte de los procesos de convección atmosférica solo es posible en las enanas marrones y no en las estrellas pequeñas. La investigación espectroscópica de la lluvia de hierro aún está en curso, pero no todas las enanas marrones siempre tendrán esta anomalía atmosférica. En 2013, se obtuvieron imágenes de una atmósfera heterogénea que contiene hierro alrededor del componente B en el cercano sistema Luhman 16.

Enanas marrones de baja masa versus planetas de gran masa

Un concepto artístico de la enana marrón alrededor de la estrella HD 29587 , una compañera conocida como HD 29587 b , y se estima en unas 55 masas de Júpiter.

Al igual que las estrellas, las enanas marrones se forman de forma independiente, pero, a diferencia de las estrellas, carecen de masa suficiente para "encenderse". Como todas las estrellas, pueden aparecer solas o muy cerca de otras estrellas. Algunas estrellas orbitan y pueden, como los planetas, tener órbitas excéntricas.

Ambigüedades de tamaño y quema de combustible

Las enanas marrones tienen aproximadamente el mismo radio que Júpiter. En el extremo superior de su rango de masa ( 60-90  M J ), el volumen de una enana marrón se rige principalmente por la presión de degeneración de electrones , como ocurre en las enanas blancas; en el extremo inferior del rango ( 10  M J ), su volumen se rige principalmente por la presión de Coulomb , como ocurre en los planetas. El resultado neto es que los radios de las enanas marrones varían sólo entre un 10 y un 15% en el rango de masas posibles. Esto puede hacer que sea difícil distinguirlos de los planetas.

Además, muchas enanas marrones no se fusionan; incluso aquellos en el extremo alto de la gama de masa (más de 60  M J ) enfriar suficientemente rápido que después de 10 millones de años que ya no se someten a fusión .

Espectro de calor

Los espectros de rayos X e infrarrojos son signos reveladores de las enanas marrones. Algunos emiten rayos X ; y todas las enanas "cálidas" continúan brillando de manera reveladora en los espectros rojo e infrarrojo hasta que se enfrían a temperaturas similares a las de un planeta (por debajo de los 1.000 K).

Los gigantes gaseosos tienen algunas de las características de las enanas marrones. Al igual que el Sol, Júpiter y Saturno están compuestos principalmente de hidrógeno y helio. Saturno es casi tan grande como Júpiter, a pesar de tener solo el 30% de la masa. Tres de los planetas gigantes del Sistema Solar (Júpiter, Saturno y Neptuno ) emiten mucho más calor (hasta aproximadamente el doble) del que reciben del Sol. Y los cuatro planetas gigantes tienen sus propios sistemas "planetarios": sus lunas.

Estándar IAU actual

Actualmente, la Unión Astronómica Internacional considera que un objeto por encima de 13  M J (la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio) es una enana marrón, mientras que un objeto debajo de esa masa (y orbitando una estrella o remanente estelar) se considera un planeta. La masa mínima requerida para desencadenar la combustión sostenida de hidrógeno (alrededor de 80  M J ) forma el límite superior de la definición.

También se debate si las enanas marrones se definirían mejor por su proceso de formación que por límites de masa teóricos basados ​​en reacciones de fusión nuclear. Según esta interpretación, las enanas marrones son aquellos objetos que representan los productos de menor masa del proceso de formación de estrellas , mientras que los planetas son objetos formados en un disco de acreción que rodea a una estrella. Se cree que los objetos flotantes más fríos descubiertos, como WISE 0855 , así como los objetos jóvenes de menor masa conocidos como PSO J318.5−22 , tienen masas por debajo de 13  M J y, como resultado, a veces se los denomina planetarios. objetos en masa debido a la ambigüedad de si deben considerarse planetas rebeldes o enanas marrones. Se sabe que hay objetos de masa planetaria que orbitan alrededor de las enanas marrones, como 2M1207b , MOA-2007-BLG-192Lb , 2MASS J044144b y Oph 98 B.

El límite de 13 masas de Júpiter es una regla empírica más que algo de importancia física precisa. Los objetos más grandes quemarán la mayor parte de su deuterio y los más pequeños quemarán solo un poco, y el valor de 13 masa de Júpiter está en algún punto intermedio. La cantidad de deuterio quemado también depende en cierta medida de la composición del objeto, específicamente de la cantidad de helio y deuterio presentes y de la fracción de elementos más pesados, que determina la opacidad atmosférica y por lo tanto la tasa de enfriamiento radiativo.

En 2011, la Enciclopedia de Planetas Extrasolares incluía objetos de hasta 25 masas de Júpiter, diciendo: "El hecho de que no haya una característica especial alrededor de 13  M Jup en el espectro de masas observado refuerza la elección de olvidar este límite de masa". A partir de 2016, este límite se aumentó a 60 masas de Júpiter, según un estudio de las relaciones masa-densidad.

El Explorador de datos de exoplanetas incluye objetos de hasta 24 masas de Júpiter con el aviso: "La distinción de 13 masas de Júpiter del Grupo de Trabajo de la IAU está físicamente desmotivada para planetas con núcleos rocosos, y es problemática desde el punto de vista de la observación debido a la ambigüedad del pecado ". El Archivo de Exoplanetas de la NASA incluye objetos con una masa (o masa mínima) igual o menor a 30 masas de Júpiter.

Enana sub-marrón

Una comparación de tamaño entre el Sol , una joven enana sub-marrón y Júpiter . A medida que la enana sub-marrón envejece, se enfriará y encogerá gradualmente.

Los objetos por debajo de 13  M J , llamados enanos sub-marrón o enanos marrones de masa planetaria , se forman de la misma manera que las estrellas y las enanas marrones (es decir, a través del colapso de una nube de gas ) pero tienen una masa por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear de deuterio .

Algunos investigadores los llaman planetas que flotan libremente, mientras que otros los llaman enanas marrones de masa planetaria.

Papel de otras propiedades físicas en la estimación de masa

Si bien las características espectroscópicas pueden ayudar a distinguir entre estrellas de baja masa y enanas marrones, a menudo es necesario estimar la masa para llegar a una conclusión. La teoría detrás de la estimación de masa es que las enanas marrones con una masa similar se forman de manera similar y están calientes cuando se forman. Algunas tienen tipos espectrales que son similares a las estrellas de baja masa, como 2M1101AB . A medida que se enfrían, las enanas marrones deben retener un rango de luminosidades dependiendo de la masa. Sin la edad y la luminosidad es difícil estimar la masa; por ejemplo, una enana marrón tipo L podría ser una enana marrón vieja con una masa alta (posiblemente una estrella de masa baja) o una enana marrón joven con una masa muy baja. Para las enanas Y esto es un problema menor, ya que siguen siendo objetos de baja masa cerca del límite de la enana sub-marrón , incluso para estimaciones de edad relativamente altas. Para las enanas L y T, sigue siendo útil tener una estimación precisa de la edad. La luminosidad es aquí la propiedad menos preocupante, ya que puede estimarse a partir de la distribución de energía espectral . La estimación de la edad se puede realizar de dos formas. O la enana marrón es joven y todavía tiene características espectrales que están asociadas con la juventud o la enana marrón se mueve conjuntamente con una estrella o grupo estelar ( cúmulo de estrellas o asociación ), que son más fáciles de obtener estimaciones de edad. Una enana marrón muy joven que se estudió más a fondo con este método es 2M1207 y la compañera 2M1207b . Sobre la base de la ubicación, movimiento propio y la firma espectral, se determinó este objeto para pertenecer a la ~ 8.000.000 años de edad asociación TW Hydrae y la masa de la secundaria se determinó a estar por debajo del deuterio límite quema con 8 ± 2 M J . Un ejemplo muy antiguo de una estimación de edad que hace uso del co-movimiento es la enana marrón + la enana blanca binaria COCONUTS-1, con la enana blanca que tiene una edad total de7.3+2,8
−1,6
mil millones de años . En este caso, la masa no se estimó con la edad derivada, pero el co-movimiento proporcionó una estimación de distancia precisa, utilizando el paralaje de Gaia . Usando esta medida, los autores estimaron el radio, que luego se utilizó para estimar la masa de la enana marrón como15,4+0,9
−0,8
M J .

Observaciones

Clasificación de las enanas marrones

Clase espectral M

Visión artística de un enano tardío M

Estas son enanas marrones con una clase espectral de M5.5 o posterior; también se les llama enanas M tardías. Estos pueden considerarse enanas rojas a los ojos de algunos científicos. Muchas enanas marrones con tipo espectral M son objetos jóvenes, como el Teide 1 .

Clase espectral L

Visión artística de una enana L

La característica definitoria de la clase espectral M, el tipo más frío en la secuencia estelar clásica de larga data, es un espectro óptico dominado por bandas de absorción de moléculas de óxido de titanio (II) (TiO) y de óxido de vanadio (II) (VO). Sin embargo, GD 165 B, el compañero genial de la enana blanca GD 165 , no tenía ninguna de las características TiO distintivas de las enanas M. La posterior identificación de muchos objetos como GD 165B finalmente condujo a la definición de una nueva clase espectral , las enanas L , definidas en la región óptica roja del espectro no por bandas de absorción de óxido metálico (TiO, VO), sino por hidruro metálico. bandas de emisión ( FeH , CrH , MgH , CaH ) y líneas atómicas prominentes de metales alcalinos (NaI, KI, CsI, RbI). A partir de 2013, se han identificado más de 900 enanas L, la mayoría mediante estudios de campo amplio: Two Micron All Sky Survey ( 2MASS ), el Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) y el ( Sloan Digital Sky Survey ( Esta clase espectral contiene no solo las enanas marrones, porque las estrellas de la secuencia principal más frías por encima de las enanas marrones (> 80 M J ) tienen la clase espectral L2 a L6.

Clase espectral T

Visión artística de una enana T

Como GD 165B es el prototipo de las enanas L, Gliese 229 B es el prototipo de una nueva clase espectral segundo, las enanas T . Las enanas T son rosado-magenta. Mientras que los espectros del infrarrojo cercano (NIR) de las enanas L muestran fuertes bandas de absorción de H 2 O y monóxido de carbono (CO), el espectro NIR de Gliese 229B está dominado por bandas de absorción del metano (CH 4 ), características que solo se encontraron en los planetas gigantes del Sistema Solar y Titán . El CH 4 , H 2 O y la absorción inducida por colisión (CIA) de hidrógeno molecular (H 2 ) dan a Gliese 229B colores azules en el infrarrojo cercano. Su muy inclinado espectro óptico rojo también carece de las bandas de FEH y CRH que caracterizan enanas L y en su lugar está influenciada por excepcionalmente amplia de absorción características de la alcalinos metales Na y K . Estas diferencias llevaron a J. Davy Kirkpatrick a proponer la clase espectral T para objetos que exhiben absorción de CH 4 en las bandas H y K. A partir de 2013, se conocen 355 enanas T. Los esquemas de clasificación NIR para las enanas T han sido desarrollados recientemente por Adam Burgasser y Tom Geballe. La teoría sugiere que las enanas L son una mezcla de estrellas de muy baja masa y objetos subestelares (enanas marrones), mientras que la clase de enanas T está compuesta enteramente por enanas marrones. Debido a la absorción de sodio y potasio en la parte verde del espectro de las enanas T, se estima que la apariencia real de las enanas T para la percepción visual humana no es marrón, sino magenta . Las enanas marrones de clase T, como WISE 0316 + 4307 , se han detectado a más de 100 años luz del Sol.

Clase espectral Y

Visión artística de una enana Y

En 2009, las enanas marrones más frías conocidas tenían temperaturas efectivas estimadas entre 500 y 600  K (227–327  ° C ; 440–620  ° F ), y se les asignó la clase espectral T9. Tres ejemplos son las enanas marrones CFBDS J005910.90–011401.3 , ULAS J133553.45 + 113005.2 y ULAS J003402.77−005206.7 . Los espectros de estos objetos tienen picos de absorción alrededor de 1,55 micrómetros. Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción del amoníaco y que esto debe tomarse como una indicación de la transición T-Y, lo que hace que estos objetos sean de tipo Y0. Sin embargo, la característica es difícil de distinguir de la absorción por el agua y el metano , y otros autores han declarado que la asignación de la clase Y0 es prematura.

En abril de 2010, se propusieron como prototipos para la clase espectral Y0 dos enanas sub-marrones ultrafrías recién descubiertas ( UGPS 0722-05 y SDWFS 1433 + 35).

En febrero de 2011, Luhman et al. informó del descubrimiento de WD 0806-661B , una enana marrón compañera de una enana blanca cercana con una temperatura de c. 300 K (27 ° C; 80 ° F) y la masa de 7  M J . Aunque de masa planetaria, Rodríguez et al. sugieren que es poco probable que se haya formado de la misma manera que los planetas.

Poco después de eso, Liu et al. publicó un relato de una enana marrón "muy fría" (c. 370 K (97 ° C; 206 ° F)) que orbitaba a otra enana marrón de muy baja masa y señaló que "Dada su baja luminosidad, colores atípicos y temperatura fría, CFBDS J1458 + 10B es un candidato prometedor para la hipotética clase espectral Y ".

En agosto de 2011, los científicos que utilizaron datos del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) de la NASA descubrieron seis objetos que clasificaron como enanas Y con temperaturas tan frías como 25 ° C (298 K; 77 ° F).

WISE 0458 + 6434 es la primera enana marrón ultrafría (punto verde) descubierta por WISE . El verde y el azul provienen de longitudes de onda infrarrojas asignadas a colores visibles.

Los datos de WISE han revelado cientos de nuevas enanas marrones. De estos, catorce se clasifican como Y geniales. Una de las enanas Y, llamada WISE 1828 + 2650 , era, en agosto de 2011, el poseedor del récord de la enana marrón más fría: no emite luz visible en absoluto, este tipo de objeto se parece más a planetas que flotan libremente que a estrellas. Se estimó inicialmente que WISE 1828 + 2650 tenía una temperatura atmosférica inferior a 300 K (27 ° C; 80 ° F). Desde entonces, su temperatura ha sido revisada y las estimaciones más recientes la sitúan en el rango de 250 a 400 K (-23 a 127 ° C; -10 a 260 ° F).

En abril de 2014, WISE 0855 hasta 0714 se anunció con un perfil de temperatura estimada alrededor de 225 a 260 K (-48 a -13 ° C; -55-8 ° F) y una masa de 3 a 10  M J . También fue inusual porque su paralaje observado significaba una distancia cercana a 7,2 ± 0,7 años luz del Sistema Solar.

El catálogo CatWISE combina la encuesta WISE y NEOWISE de la NASA . Amplía el número de fuentes débiles y, por lo tanto, se utiliza para encontrar las enanas marrones más débiles, incluidas las enanas Y. Los investigadores de CatWISE descubrieron diecisiete enanas candidatas Y. El color inicial con el telescopio espacial Spitzer indicó que CW1446 es una de las enanas Y más rojas y frías. Los datos adicionales con Spitzer mostraron que CW1446 es la quinta enana marrón más roja con una temperatura de alrededor de 310 a 360 K (37–87 ° C; 98–188 ° F) a una distancia de alrededor de 10 parsec.

Una búsqueda en el catálogo de CatWISE en 2019 reveló CWISEP J1935-1546, una de las enanas marrones más frías con una temperatura estimada de 270 a 360 K (−3–87 ° C; 26–188 ° F).

En enero de 2020, el descubrimiento de WISE J0830 + 2837 , descubierto inicialmente por científicos ciudadanos del proyecto Backyard Worlds , se presentó en la 235a reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense . Esta enana Y está a 36,5 años luz de distancia del Sistema Solar y tiene una temperatura de unos 350 K (77 ° C; 170 ° F).

Funciones secundarias

Tipos espectrales de enanas marrones
Funciones secundarias
pec Este sufijo (por ejemplo, L2pec) significa "peculiar".
Dakota del Sur Este prefijo (por ejemplo, sdL0) significa subenano e indica una metalicidad baja y un color azul.
β Los objetos con el sufijo beta (β) (por ejemplo, L4β) tienen una gravedad superficial intermedia.
γ Los objetos con el sufijo gamma (γ) (por ejemplo, L5γ) tienen una gravedad superficial baja.
rojo El sufijo rojo (por ejemplo, L0red) indica objetos sin signos de juventud, pero con alto contenido de polvo
azul El sufijo azul (por ejemplo, L3blue) indica colores azules en el infrarrojo cercano inusuales para las enanas L sin una baja metalicidad obvia

Las enanas marrones jóvenes tienen gravidades superficiales bajas porque tienen radios más grandes y masas más bajas en comparación con las estrellas de campo de tipo espectral similar. Estas fuentes están marcadas con una letra beta (β) para gravedad superficial intermedia y gamma (γ) para gravedad superficial baja. Las indicaciones de gravedad superficial baja son las líneas débiles de CaH, KI y Na I, así como la línea de VO fuerte. Alfa (α) significa gravedad superficial normal y generalmente se deja caer. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se indica mediante un delta (δ). El sufijo "pec" significa peculiar. El sufijo peculiar todavía se usa para otras características que son inusuales y resume diferentes propiedades, indicativas de baja gravedad superficial, subenanas y binarios no resueltos. El prefijo sd significa subdwarf y solo incluye cool subwarfs. Este prefijo indica una metalicidad baja y propiedades cinemáticas que son más similares a las estrellas de halo que a las estrellas de disco . Las subenanas parecen más azules que los objetos de disco. El sufijo rojo describe objetos con color rojo, pero de una edad más avanzada. Esto no se interpreta como una gravedad superficial baja, sino como un alto contenido de polvo. El sufijo azul describe objetos con colores azules del infrarrojo cercano que no se pueden explicar con poca metalicidad. Algunos se explican como binarios L + T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550 y se explican con nubes delgadas y / o de grano grande.

Propiedades espectrales y atmosféricas de las enanas marrones

Ilustración del artista de la estructura interior de una enana marrón. Las capas de nubes a ciertas profundidades se compensan como resultado del cambio de capa.

La mayoría del flujo emitido por las enanas L y T se encuentra en el rango del infrarrojo cercano de 1 a 2,5 micrómetros. Las temperaturas bajas y decrecientes a través de la secuencia enana tardía M, -L y -T dan como resultado un rico espectro del infrarrojo cercano que contiene una amplia variedad de características, desde líneas relativamente estrechas de especies atómicas neutrales hasta amplias bandas moleculares, todas las cuales tienen diferentes dependencias de la temperatura, la gravedad y la metalicidad . Además, estas condiciones de baja temperatura favorecen la condensación fuera del estado gaseoso y la formación de granos.

Viento medido (Spitzer ST; Artist Concept; 9 de abril de 2020)

Las atmósferas típicas de las enanas marrones conocidas varían en temperatura desde 2200 hasta 750  K . En comparación con las estrellas, que se calientan con una fusión interna constante, las enanas marrones se enfrían rápidamente con el tiempo; las enanas más masivas se enfrían más lentamente que las menos masivas.

Las observaciones de conocidas candidatas a enanas marrones han revelado un patrón de brillo y atenuación de las emisiones infrarrojas que sugiere patrones de nubes opacas y relativamente frías que oscurecen un interior caliente agitado por vientos extremos. Se cree que el clima en tales cuerpos es extremadamente fuerte, comparable pero muy superior a las famosas tormentas de Júpiter.

El 8 de enero de 2013, los astrónomos que utilizaron los telescopios espaciales Hubble y Spitzer de la NASA sondearon la atmósfera tormentosa de una enana marrón llamada 2MASS J22282889–4310262 , creando el "mapa meteorológico" más detallado de una enana marrón hasta el momento. Muestra nubes del tamaño de un planeta impulsadas por el viento. La nueva investigación es un trampolín hacia una mejor comprensión no solo de las enanas marrones, sino también de las atmósferas de los planetas más allá del Sistema Solar.

En abril de 2020, los científicos informaron que registraron velocidades del viento de +650 ± 310 metros por segundo (hasta 1.450 millas por hora) en la cercana enana marrón 2MASS J10475385 + 2124234 . Para calcular las mediciones, los científicos compararon el movimiento de rotación de las características atmosféricas, comprobado por los cambios de brillo, con la rotación electromagnética generada por el interior de la enana marrón. Los resultados confirmaron las predicciones anteriores de que las enanas marrones tendrían vientos fuertes. Los científicos tienen la esperanza de que este método de comparación se pueda utilizar para explorar la dinámica atmosférica de otras enanas marrones y planetas extrasolares.

Técnicas de observación

Enanas marrones Teide 1 , Gliese 229 B y WISE 1828 + 2650 en comparación con la enana roja Gliese 229A , Júpiter y nuestro sol

Recientemente se han utilizado coronagramas para detectar objetos débiles que orbitan estrellas visibles brillantes, incluida Gliese 229B.

Se han utilizado telescopios sensibles equipados con dispositivos de carga acoplada (CCD) para buscar cúmulos de estrellas distantes en busca de objetos débiles, incluido el Teide 1.

Las búsquedas de campo amplio han identificado objetos tenues individuales, como Kelu-1 (a 30 años luz de distancia).

Las enanas marrones a menudo se descubren en estudios para descubrir planetas extrasolares . Los métodos para detectar planetas extrasolares también funcionan para las enanas marrones, aunque las enanas marrones son mucho más fáciles de detectar.

Las enanas marrones pueden ser poderosas emisoras de radioemisiones debido a sus fuertes campos magnéticos. Los programas de observación del Observatorio de Arecibo y el Very Large Array han detectado más de una docena de tales objetos, que también se denominan enanos ultrafríos porque comparten propiedades magnéticas comunes con otros objetos de esta clase. La detección de la emisión de radio de las enanas marrones permite medir directamente la intensidad de su campo magnético.

Hitos

  • 1995: Primera enana marrón verificada. Teide 1 , un objeto M8 en el Pleiades clúster , es recogido a cabo con un CCD en el Observatorio Español del Roque de los Muchachos del Instituto de Astrofísica de Canarias .
  • Primera enana marrón de metano verificada. Gliese 229B se descubre en órbita rojo enano Gliese 229 A (20 ly de distancia) utilizando una adaptación óptica coronógrafo para afilar las imágenes de la 60 pulgadas (1,5 m) que reflejan telescopio en el Observatorio Palomar en el sur de California Mt. Palomar ; La espectroscopia infrarroja de seguimiento realizada con su telescopio Hale de 200 pulgadas (5,1 m) muestra una abundancia de metano.
  • 1998: Se encuentra la primera enana marrón emisora ​​de rayos X. Se determina que Cha Halpha 1, un objeto M8 en la nube oscura Chamaeleon I , es una fuente de rayos X, similar a las estrellas convectivas de tipo tardío.
  • 15 de diciembre de 1999: Primera llamarada de rayos X detectada en una enana marrón. Un equipo de la Universidad de California que monitorea LP 944-20 ( 60  M J , 16 ly de distancia) a través del Observatorio de rayos X Chandra , detecta un destello de 2 horas.
  • 27 de julio de 2000: Primera emisión de radio (en llamarada y en reposo) detectada de una enana marrón. Un equipo de estudiantes del Very Large Array detectó emisiones de LP 944-20.
  • 30 de abril de 2004: Primera detección de un exoplaneta candidato alrededor de una enana marrón: 2M1207b descubierto con el VLT y el primer exoplaneta directamente fotografiado.
  • 20 de marzo de 2013: Descubrimiento del sistema de enanas marrones más cercano: Luhman 16.
  • 25 de abril de 2014: se descubre la enana marrón más fría conocida. WISE 0855−0714 está a 7.2 años luz de distancia (el séptimo sistema más cercano al Sol) y tiene una temperatura entre -48 y -13 ° C.

Enana marrón como fuente de rayos X

Imagen de Chandra de LP 944-20 antes del destello y durante el destello

Las llamaradas de rayos X detectadas en las enanas marrones desde 1999 sugieren cambios en los campos magnéticos dentro de ellas, similares a las de las estrellas de muy baja masa.

Sin una fuente de energía nuclear central fuerte, el interior de una enana marrón está en un estado de ebullición rápido o convectivo. Cuando se combina con la rápida rotación que exhiben la mayoría de las enanas marrones, la convección establece las condiciones para el desarrollo de un campo magnético fuerte y enredado cerca de la superficie. La llamarada observada por Chandra de LP 944-20 podría tener su origen en el material caliente magnetizado turbulento debajo de la superficie de la enana marrón. Un destello subterráneo podría conducir calor a la atmósfera, permitiendo que las corrientes eléctricas fluyan y produzcan un destello de rayos X, como un rayo . La ausencia de rayos X de LP 944-20 durante el período sin llamarada también es un resultado significativo. Establece el límite de observación más bajo en la potencia de rayos X constante producida por una enana marrón, y muestra que las coronas dejan de existir cuando la temperatura de la superficie de una enana marrón se enfría por debajo de unos 2.800 K y se vuelve eléctricamente neutra.

Utilizando el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA , los científicos han detectado rayos X de una enana marrón de baja masa en un sistema de estrellas múltiples. Esta es la primera vez que una enana marrón tan cercana a su (s) estrella (s) madre (estrellas parecidas al Sol TWA 5A) se ha resuelto en rayos X. "Nuestros datos de Chandra muestran que los rayos X se originan en el plasma coronal de la enana marrón, que se encuentra a unos 3 millones de grados Celsius", dijo Yohko Tsuboi de la Universidad de Chuo en Tokio. "Esta enana marrón es tan brillante como el Sol hoy en día en luz de rayos X, mientras que es cincuenta veces menos masiva que el Sol", dijo Tsuboi. "Esta observación, por lo tanto, plantea la posibilidad de que incluso los planetas masivos puedan emitir rayos X por sí mismos durante su juventud".

Enanas marrones como fuentes de radio

La primera enana marrón que se descubrió que emitía señales de radio fue LP 944-20 , que se observó en función de su emisión de rayos X. Aproximadamente del 5 al 10% de las enanas marrones parecen tener fuertes campos magnéticos y emiten ondas de radio, y puede haber hasta 40 enanas marrones magnéticas a 25 pc del Sol según el modelo de Monte Carlo y su densidad espacial media. El poder de las emisiones de radio de las enanas marrones es aproximadamente constante a pesar de las variaciones en sus temperaturas. Las enanas marrones pueden mantener campos magnéticos de hasta 6 kG de fuerza. Los astrónomos han estimado que las magnetosferas enanas marrones abarcan una altitud de aproximadamente 10 7 m dadas las propiedades de sus emisiones de radio. Se desconoce si las emisiones de radio de las enanas marrones se parecen más a las de los planetas o las estrellas. Algunas enanas marrones emiten pulsos de radio regulares, que a veces se interpretan como emisiones de radio emitidas desde los polos, pero también pueden ser emitidas desde regiones activas. La inversión periódica y regular de la orientación de las ondas de radio puede indicar que los campos magnéticos de las enanas marrones invierten periódicamente la polaridad. Estas inversiones pueden ser el resultado de un ciclo de actividad magnética enana marrón, similar al ciclo solar .

Enanas marrones binarias

Imágenes de varias épocas de binarias enanas marrones tomadas con el Telescopio Espacial Hubble . El binario Luhman 16 AB (izquierda) está más cerca del Sistema Solar que los otros ejemplos que se muestran aquí.

Las observaciones de la órbita de sistemas binarios que contienen enanas marrones se pueden utilizar para medir la masa de la enana marrón. En el caso de 2MASSW J0746425 + 2000321 , el secundario pesa el 6% de la masa solar. Esta medida se llama masa dinámica. El sistema enano marrón más cercano al Sistema Solar es el binario Luhman 16. Se intentó buscar planetas alrededor de este sistema con un método similar, pero no se encontró ninguno.

El sistema binario amplio 2M1101AB fue el primer binario con una separación mayor que20  AU . El descubrimiento del sistema dio una idea definitiva de la formación de enanas marrones. Anteriormente se pensaba que las enanas marrones binarias anchas no se forman o al menos se rompen a las edades de 1 a 10 Myr . La existencia de este sistema también es incompatible con la hipótesis de la eyección. La hipótesis de la eyección fue una hipótesis propuesta en la que las enanas marrones se forman en un sistema múltiple, pero son expulsadas antes de que ganen suficiente masa para quemar hidrógeno.

Más recientemente se descubrió el ancho binario W2150AB . Tiene una relación de masa y energía de enlace similares a 2M1101AB, pero una edad mayor y se encuentra en una región diferente de la galaxia. Mientras que 2M1101AB está en una región muy poblada, el binario W2150AB está en un campo escasamente separado. Debe haber sobrevivido a cualquier interacción dinámica en su cúmulo estelar natal . El binario también pertenece a algunos binarios L + T que pueden resolverse fácilmente mediante observatorios terrestres. Los otros dos son SDSS J1416 + 13AB y Luhman 16.

Hay otros sistemas binarios interesantes, como el sistema binario enana marrón eclipsante 2MASS J05352184–0546085 . Los estudios fotométricos de este sistema han revelado que la enana marrón menos masiva del sistema es más caliente que su compañera de mayor masa.

Las enanas marrones alrededor de las enanas blancas son bastante raras. GD 165 B, el prototipo de las enanas L, es uno de esos sistemas. Los sistemas con enanas marrones cerradas y cerradas por mareas que orbitan alrededor de enanas blancas pertenecen a los binarios de envolvente comunes posteriores o PCEB. Solo se conocen 8 PCEB confirmados que contienen una enana blanca con una enana marrón compañera, incluido WD 0137-349 AB. En la historia pasada de estas binarias cercanas enana blanca-enana marrón, la enana marrón es engullida por la estrella en la fase de gigante roja . Las enanas marrones con una masa inferior a las 20 masas de Júpiter se evaporarían durante la inmersión. La escasez de enanas marrones que orbitan cerca de las enanas blancas se puede comparar con observaciones similares de enanas marrones alrededor de estrellas de la secuencia principal, descritas como el desierto de enanas marrones . El PCEB podría evolucionar hacia una estrella variable cataclísmica (CV *) con la enana marrón como donante y en la última etapa del sistema el binario podría fusionarse. La nova CK Vulpeculae podría ser el resultado de una fusión entre enana blanca y enana marrón.

Desarrollos recientes

Esta visualización representa un mapa tridimensional de enanas marrones (puntos rojos) que se han descubierto a 65 años luz del Sol.

Las estimaciones de las poblaciones de enanas marrones en el vecindario solar sugieren que puede haber hasta seis estrellas por cada enana marrón. Una estimación más reciente de 2017 utilizando el joven cúmulo de estrellas masivas RCW 38 concluyó que la Vía Láctea contiene entre 25 y 100 mil millones de enanas marrones. (Compare estos números con las estimaciones del número de estrellas en la Vía Láctea; 100 a 400 mil millones).

En un estudio publicado en agosto de 2017 la NASA 's telescopio espacial monitoreado variaciones de brillo infrarrojas en las enanas marrones causadas por la cobertura de nubes de espesor variable. Las observaciones revelaron ondas a gran escala que se propagan en las atmósferas de las enanas marrones (de manera similar a la atmósfera de Neptuno y otros planetas gigantes del Sistema Solar). Estas ondas atmosféricas modulan el grosor de las nubes y se propagan con diferentes velocidades (probablemente debido a la rotación diferencial).

En agosto de 2020, los astrónomos descubrieron 95 enanas marrones cerca del Sol a través del proyecto Backyard Worlds: Planet 9.

Formación y evolución

El jet HH 1165 lanzado por la enana marrón Mayrit 1701117 en la periferia exterior del cúmulo sigma Orionis

Las enanas marrones se forman de manera similar a las estrellas y están rodeadas por discos protoplanetarios , como Cha 110913−773444 . A partir de 2017, solo se conoce una enana proto-marrón que está conectada con un gran objeto Herbig-Haro . Esta es la enana marrón Mayrit 1701117 , que está rodeada por un pseudodisco y un disco keplerio. Mayrit 1701117 lanza el jet H 1165 de 0,7 años luz de largo , visto principalmente en azufre ionizado .

Se ha descubierto que los discos alrededor de las enanas marrones tienen muchas de las mismas características que los discos alrededor de las estrellas; por lo tanto, se espera que haya planetas formados por acreción alrededor de las enanas marrones. Dada la pequeña masa de discos de enanas marrones, la mayoría de los planetas serán planetas terrestres en lugar de gigantes gaseosos. Si un planeta gigante orbita alrededor de una enana marrón a través de nuestra línea de visión, entonces, debido a que tienen aproximadamente el mismo diámetro, esto daría una gran señal para la detección por tránsito . La zona de acreción de los planetas alrededor de una enana marrón está muy cerca de la propia enana marrón, por lo que las fuerzas de las mareas tendrían un fuerte efecto.

La enana marrón Cha 110913−773444 , ubicada a 500 años luz de distancia en la constelación de Chamaeleon, puede estar en proceso de formar un sistema planetario en miniatura. Los astrónomos de la Universidad Estatal de Pensilvania han detectado lo que creen que es un disco de gas y polvo similar al que se supone que formó el Sistema Solar. Cha 110913−773444 es la enana marrón más pequeña encontrada hasta la fecha ( 8  M J ), y si formara un sistema planetario, sería el objeto más pequeño conocido en tener uno.

Planetas alrededor de enanas marrones

Impresión artística de un disco de polvo y gas alrededor de una enana marrón.

Los objetos de masa planetaria super-Júpiter 2M1207b , 2MASS J044144 y Oph 98 B que están orbitando enanas marrones a grandes distancias orbitales pueden haberse formado por colapso de nubes en lugar de acreción y por lo tanto pueden ser enanas sub-marrones en lugar de planetas , lo que se infiere de masas relativamente grandes y órbitas grandes. El primer descubrimiento de un compañero de baja masa que orbita alrededor de una enana marrón ( ChaHα8 ) a una pequeña distancia orbital utilizando la técnica de velocidad radial allanó el camino para la detección de planetas alrededor de enanas marrones en órbitas de unas pocas UA o más pequeñas. Sin embargo, con una relación de masa entre la compañera y la primaria en ChaHα8 de aproximadamente 0,3, este sistema se parece bastante a una estrella binaria. Luego, en 2008, se descubrió el primer compañero de masa planetaria en una órbita relativamente pequeña ( MOA-2007-BLG-192Lb ) orbitando una enana marrón.

Es probable que los planetas alrededor de las enanas marrones sean planetas de carbono sin agua.

Un estudio de 2017, basado en observaciones con Spitzer, estima que es necesario monitorear 175 enanas marrones para garantizar (95%) al menos una detección de un planeta.

Habitabilidad

Se ha estudiado la habitabilidad de planetas hipotéticos que orbitan alrededor de enanas marrones. Los modelos informáticos que sugieren que las condiciones para que estos cuerpos tengan planetas habitables son muy estrictas, siendo la zona habitable estrecha, cercana (enana T 0.005 AU) y disminuyendo con el tiempo, debido al enfriamiento de la enana marrón. Las órbitas allí tendrían que ser de excentricidad extremadamente baja (del orden de 10 a menos 6) para evitar fuertes fuerzas de marea que desencadenarían un efecto invernadero desbocado en los planetas, haciéndolos inhabitables. Tampoco habría lunas.

Enanas marrones superlativas

  • WD 0137−349 B: primera enana marrón confirmada que sobrevivió a la fase de gigante roja primaria .
  • En 1984, algunos astrónomos postularon que el Sol puede estar en órbita alrededor de una enana marrón no detectada (a veces denominada Némesis ) que podría interactuar con la nube de Oort al igual que las estrellas pasajeras . Sin embargo, esta hipótesis ha caído en desgracia.
Tabla de primicias
Registro Nombre Tipo espectral RA / dic Constelación Notas
Descubierto por primera vez Teide 1 (Cúmulo estelar abierto de las Pléyades) M8 3 h 47 m 18.0 s + 24 ° 22'31" Tauro Fotografiado en 1989 y 1994
Primera imagen con coronografía Gliese 229 B T6.5 06 h 10 m 34.62 s -21 ° 51'52.1" Lepus Descubierto 1994
Primero con planemo 2MASSW J1207334-393254 M8 12 h 07 m 33.47 s -39 ° 32'54.0" Centauro
Primero con un planemo en órbita 2M1207 Planeta descubierto en 2004
Primero con un disco de polvo
Primero con flujo de salida bipolar Rho-Oph 102 (SIMBAD: [GY92] 102) flujo de salida parcialmente resuelto
Primero con objeto Herbig-Haro a gran escala Mayrit 1701117

(Objeto Herbig-Haro: HH 1165 )

proto-BD longitud proyectada del objeto Herbig-Haro: 0,8 años luz (0,26 pc )
Primer tipo de campo (solitario) Teide 1 M8 3 h 47 m 18.0 s + 24 ° 22'31" Tauro 1995
Primero como compañero de una estrella normal Gliese 229 B T6.5 06 h 10 m 34.62 s -21 ° 51'52.1" Lepus 1995
Primera enana marrón binaria espectroscópica PPL 15 A, B M6.5 Tauro Basri y Martín 1999
Primera enana marrón binaria eclipsante 2M0535-05 M6.5 Orión Stassun 2006, 2007 (distancia ~ 450 pc)
Primera enana marrón binaria de tipo T Épsilon Indi Ba, Sib T1 + T6 Indo Distancia: 3.626pc
Primera enana marrón trinaria DENIS-P J020529.0-115925 A / B / C L5, L8 y T0 02 h 05 m 29.40 s -11 ° 59'29.7" Cetus Delfosse y col. 1997
Primera aureola enana marrón 2MASS J05325346 + 8246465 sd L7 05 h 32 m 53.46 s + 82 ° 46'46.5" Geminis Burgasser y col. 2003
Primero con espectro M tardío Teide 1 M8 3 h 47 m 18.0 s + 24 ° 22'31" Tauro 1995
Primero con espectro L GD 165 B
Primero con espectro T Gliese 229 B T6.5 06 h 10 m 34.62 s -21 ° 51'52.1" Lepus 1995
Espectro de la última T ULAS J003402.77−005206.7 T9 Cetus 2007
Primero con espectro Y CFBDS0059 ~ Y0 2008; esta también se clasifica como una enana T9, debido a su gran parecido con otras enanas T.
Primera emisión de rayos X ChaHα1 M8 Camaleón 1998
Primer destello de rayos X LP 944-20 M9V 03 h 39 m 35.22 s -35 ° 25'44.1" Fornax 1999
Primera emisión de radio (en llamarada y en reposo) LP 944-20 M9V 03 h 39 m 35.22 s -35 ° 25'44.1" Fornax 2000
La enana marrón radiante más fría 2MASSI J10475385 + 2124234 T6.5 10 h 47 m 53.85 s + 21 ° 24'23.4" León Enana marrón de 900 K con estallidos de 2,7 mJy
Se descubren las primeras auroras enanas marrones potenciales LSR J1835 + 3259 M8.5 Lira 2015
Primera detección de rotación diferencial en una enana marrón TVLM 513-46546 M9 15 h 01 m 08.3 s + 22 ° 50'02" Boötes El ecuador gira más rápido que los polos en 0.022 radianes / día
Tabla de extremos
Registro Nombre Tipo espectral RA / dic Constelación Notas
Más antiguo COCOS-1 B T4 uno de los pocos ejemplos con una buena estimación de edad: 7.3+2,8
−1,6
mil millones de años
El más joven 2MASS J04335245 + 2612548 M8.5 04 h 33 m 52,47 s 26 ° 12 ′ 54,5 ″ Tauro Una enana marrón miembro de la Nube Molecular Tauro de menos de 2 millones de años . Los objetos en esta nube con un tipo espectral de> M6 son enanas marrones según Luhman et al.
Mas masivo SDSS J010448.46 + 153501.8 usd L1.5 01 h 04 m 48.46 s + 15 ° 35'01.8" Piscis la distancia es de ~ 180-290 pc, la masa es ~ 88,5 a 91,7  M J . Enanas marrones de transición.
Rico en metales
Pobre en metales SDSS J010448.46 + 153501.8 usd L1.5 01 h 04 m 48.46 s + 15 ° 35'01.8" Piscis la distancia es ~ 180-290 pc, la metalicidad es ~ 0,004  Z Sol . Enanas marrones de transición.
Menos masivo OTS 44 M9.5 11 h 10 m 11,5 s −76 ° 32 ′ 13 ″ Camaleón Tiene un rango de masa de 11,5 MJ-15 MJ, la distancia es ~ 550 ly
Más grande
Pequeñísimo
Rotación más rápida 2MASS J03480772−6022270 T7 03 h 48 m 07,72 s -60 ° 22'27.1" Retículo Período de rotación de 1.080+0,004
−0,005
Más lejano KMT-2016-BLG-2142 b 17 h 52 m 27,0 s –29 ° 23 ′ 04 ″ Sagitario KMT-2016-BLG-2142 b (microlente) tiene una distancia de 5,850 a 8,020 parsec. También podría ser un gigante gaseoso masivo.
Más cercano Luhman 16 Distancia: ~ 6.5 ly
Más brillante DENIS J104814.6-395606 M8.5V jmag = 12,67
Más tenue L 97-3B Y1 jmag = 25,42
Más caliente
Más fresco WISE 0855−0714 Temperatura de −48 a −13 ° C
Mas denso TOI-569b A 64,1 Mj La enana marrón en tránsito TOI-569b tiene 64,1  M J con un diámetro de 0,79 ± 0,02 veces el de Júpiter. Es 171,3 g / cm 3 .
Menos denso

Galería

Ver también

Referencias

enlaces externos

Historia

Detalles

Estrellas