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El desierto de enanas marrones es un rango teorizado de órbitas alrededor de una estrella dentro del cual es poco probable que se encuentren enanas marrones como objetos acompañantes. [1] Esto suele ser hasta 5 AU 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 un número suficiente de planetas extrasolares para realizar estudios estadísticos. Los astrónomos descubrieron que hay una clara escasez de enanas marrones dentro de las 5 AU de las estrellas con compañeras , mientras que se descubrieron una gran cantidad de enanas marrones que flotan libremente. [2] Estudios posteriores han demostrado que las enanas marrones que orbitan entre 3 y 5 AU se encuentran alrededor de menos del 1% de las estrellas con una masa similar a la del 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 binaridad fue un factor clave en la creación de habitantes del desierto de enanas marrones. [5]
Una de las muchas posibles razones de la existencia del desierto se relaciona con la migración planetaria (y de las enanas marrones) . Si se formara una enana marrón a 5 AU de su estrella compañera, podría comenzar a migrar hacia el interior de la estrella central y eventualmente caer dentro de la estrella misma. [ cita necesaria ] Dicho esto, los detalles exactos de la migración dentro de un disco protoplanetario no se comprenden completamente, y es igualmente plausible que las enanas marrones compañeras de las enanas FGK no sufran una migración apreciable después de su formación. Una segunda posible razón 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 desbocada sobre objetos en formación de gran masa se reduce debido a la formación de huecos. en el disco. La vida útil limitada del disco trunca el rango de masas, limitando las masas máximas a aproximadamente 10 masas de Júpiter ( M J ). [6] Este efecto podría verse mitigado en cierta medida por el hecho de que los objetos de 3 a 5 MJ y superiores podrían provocar perturbaciones excéntricas en el disco , permitiendo una acumulación de masa no despreciable incluso en presencia de una brecha. [7] Los objetos que se forman más afuera (a>80 AU), donde el disco es propenso a inestabilidades gravitacionales, podrían alcanzar las masas necesarias para cruzar el umbral de planeta-enana marrón. [8] Sin embargo, para estos objetos podría ser poco probable que migren 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 una enana marrón. [9]