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El desierto de enanas marrones es un rango teórico de órbitas alrededor de una estrella dentro del cual es poco probable encontrar enanas marrones como objetos acompañantes. [1] Esto suele ser hasta 5 UA alrededor de estrellas de masa solar . La escasez de enanas marrones en órbitas cercanas se observó por primera vez entre 1998 y 2000, cuando se encontró una cantidad suficiente de planetas extrasolares para realizar estudios estadísticos. Los astrónomos descubrieron que hay una clara escasez de enanas marrones a menos de 5 UA de las estrellas con compañeras , mientras que se estaba descubriendo una abundancia de enanas marrones que flotan libremente. [2] Estudios posteriores han demostrado que las enanas marrones que orbitan a 3-5 UA se encuentran alrededor de menos del 1% de las estrellas con una masa similar al Sol ( M ☉ ). [3] [4] De las enanas marrones que se encontraron en el desierto de enanas marrones, la mayoría se encontraron en sistemas múltiples, lo que sugiere que la binariedad fue un factor clave en la creación de los habitantes del desierto de enanas marrones. [5]
Una de las muchas razones posibles para la existencia del desierto se relaciona con la migración planetaria (y de enanas marrones) . Si una enana marrón se formara a 5 UA de su estrella compañera, podría comenzar a migrar plausiblemente hacia el interior de la estrella central y eventualmente caer en la propia estrella. [ cita requerida ] Dicho esto, los detalles exactos de la migración dentro de un disco protoplanetario no se comprenden por completo, y es igualmente plausible que las compañeras enanas marrones de las enanas FGK no experimenten una migración apreciable después de su formación. Una segunda razón posible es, dependiendo del paradigma de formación que se invoque, que una formación por acreción del núcleo debería hacer improbable la formación de enanas marrones de mayor masa, ya que la tasa de acreción de gas durante la acreción descontrolada sobre objetos formadores de alta masa se reduce debido a la formación de huecos en el disco. El tiempo de vida limitado del disco trunca entonces el rango de masas, limitando las masas máximas a aproximadamente 10 masas de Júpiter ( M J ). [6] Este efecto podría ser mitigado en cierta medida por el hecho de que los objetos de 3-5 MJ y más podrían excitar perturbaciones excéntricas en el disco, permitiendo una acreción de masa no despreciable incluso en presencia de un espacio. [ 7] Los objetos que se forman más afuera (a>80 AU), donde el disco es propenso a inestabilidades gravitacionales, podrían alcanzar las masas requeridas para cruzar el umbral planeta-enana marrón. [8] Sin embargo, para estos objetos podría ser poco probable migrar a las regiones internas del disco, debido a la larga escala de tiempo de migración de tipo II para objetos masivos en el régimen de masa de enana marrón. [9]