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Enano L

Un objeto con el tipo espectral L (también llamado enano L ) puede ser una estrella de baja masa , [1] una enana marrón [2] o un objeto joven de masa planetaria que flota libremente . [3] Si se detecta un exoplaneta joven o un compañero de masa planetaria mediante imágenes directas, también puede tener un tipo espectral L, como Kappa Andromedae b . [4]

Características espectrales

Espectro de Kelu-1 (binario tipo L, línea inferior) en comparación con un enano M6, que muestra una absorción de TiO y sodio mucho más fuerte.

Antes de 2MASS solo había seis objetos conocidos con un tipo espectral posterior a M9.5V. Con el descubrimiento de 20 nuevos objetos de tipo tardío fue necesario definir los tipos espectrales de tipo L y tipo T. Kirkpatrick et al. definieron los dos tipos espectrales en 1999. En estas enanas L, los óxidos metálicos ( TiO , VO ), que están presentes en las enanas M tardías , se reemplazan con hidruros metálicos (p. ej. CrH , FeH ) y metales alcalinos neutros (p. ej. K , Rb , Cs ). La transición entre enanas L y T se define con la aparición de metano (CH 4 ) en el espectro. [5] Las enanas M muestran absorción debido al vapor de agua (H 2 O) en su espectro cercano al infrarrojo. Esta característica de absorción se hace más fuerte con el tipo espectral L posterior. La absorción debido al monóxido de carbono (CO) muestra poca variación con el tipo espectral. [6] El CO es reemplazado por CH 4 en las enanas T. [7] Inicialmente se estimó que las enanas L0 más calientes tienen una temperatura de alrededor de 2000 K y las enanas L8 más frías tienen una temperatura de alrededor de 1500 K. [5] Las estimaciones modernas varían desde 1100 K para L9, hasta un máximo de 2500 K para L0. [8] [9]

Las enanas L tienen un color rojo , violeta o púrpura debido a la absorción de la línea D de sodio , que está centrada en 5890 Å , superpuesta con el color verde . [7] Trabajos posteriores describieron a las enanas L como de color violeta. [10]

Subenanos

Las subenanas son objetos con una metalicidad baja. Estos objetos suelen ser viejos y su metalicidad influye en diferentes características de absorción. En particular, la absorción inducida por colisión de moléculas de hidrógeno conduce a una supresión de la banda H y K , lo que hace que las subenanas de tipo L tengan colores azules en el infrarrojo cercano. 2MASS J0532+8246 fue la primera subenana de tipo L descubierta. Los prefijos sd, esd y usd indican subenanas, subenanas extremas y ultrasubenanas. Los objetos con un prefijo usd tienen la metalicidad más baja. [11]

Estrellas de la secuencia principal

La masa mínima de combustión de hidrógeno se encuentra en 0,075 M ☉ (78,5 M J ) para objetos con una metalicidad solar. [12] La tabla de parámetros fundamentales ultrafríos enumera varios objetos con un tipo espectral infrarrojo de L0 a L4 y una masa superior a 78,5 M J . Una de las enanas L de mayor masa en esta lista es G 239-25B (L0) para la que encuentran una masa de 88,9 ±0,59 M J . [8] [9] El límite de combustión de hidrógeno depende de la metalicidad y los objetos con una metalicidad baja pueden tener un límite de combustión de hidrógeno más alto. Otro factor es que una metalicidad menor hace que la atmósfera sea más transparente. Por lo tanto, los objetos más antiguos tienen temperaturas más altas. [13] Las subenanas L antiguas con un tipo espectral L temprano pueden ser estrellas de secuencia principal. [14] La enana marrón SDSS J0104+1535 (usdL1.5, 0.086 ± 0.0015 M ☉ ), por ejemplo, está justo por debajo del límite de combustión de hidrógeno de alrededor de 0.088 M ☉ , para su metalicidad de [Fe/H] = -2.4 ± 0.2. [13] El mismo equipo descubrió que ⅓ de las subenanas L conocidas son objetos subestelares y ⅔ son estrellas de baja masa. [1] CWISE J1249+3621 (sdL1,0,082+0,002
−0,003 M ☉ ) es, por ejemplo, una estrella, porque el límite de combustión del hidrógeno está alrededor de 0,080 para [M/H]=-1. Esta estrella también es una estrella de hipervelocidad . [14]

Enanas marrones

La mayoría de las enanas L son enanas marrones. Las enanas marrones son objetos con una masa inferior a 78,5 M J. [ 12] Los objetos con una masa inferior a 14 M J suelen denominarse objetos de masa planetaria, [15] pero, dependiendo de su mecanismo de formación, también se denominan enanas marrones de masa planetaria . [16]

En la tabla de parámetros fundamentales ultrafríos hay actualmente 422 objetos con un tipo espectral infrarrojo de L y un rango de masa de 14-78,5 M J . [8] [9] Además, hay docenas de enanas marrones de tipo L conocidas que se mueven junto con una estrella, una enana blanca o una enana marrón. [2] La primera enana marrón de tipo L descubierta fue GD 165B , que orbita una enana blanca. [17] Posteriormente se determinó que su masa era de 62,58 ± 15,57 M J . [18]

Objetos de masa planetaria y exoplanetas

Objeto de masa planetaria flotante PSO J318.5−22 , que es un enano L

Un objeto de masa planetaria se define comúnmente como un objeto con una masa inferior a 14 M J . Estos objetos pueden flotar libremente [15] o moverse junto con una estrella o una enana marrón (por ejemplo, HD 106906 b ). [19] [20] Si un objeto de este tipo orbita una estrella dentro de aproximadamente 100 UA, se lo denomina exoplaneta. Más allá de las 100 UA, se lo denomina compañero de masa planetaria, ya que las teorías predicen que estos objetos se forman por sí solos y no a partir del material de un disco protoplanetario . [21] Un exoplaneta cerca de este límite de 100 UA es Delorme 1 (AB)b, que podría haberse formado a través de la fragmentación del disco circunestelar y, por lo tanto, se lo considera un exoplaneta. [22] Los planetas más cercanos, como los planetas alrededor de HR 8799 [23] y Kappa Andromedae b también se parecen a los enanos L o tienen un tipo espectral L. [4]

Estos objetos se suelen identificar por su corta edad. Un objeto puede estar presente, por ejemplo, en un cúmulo estelar joven (p. ej., NGC 1333 ) [24] o en una asociación joven (véase la Lista de asociaciones cercanas ). Los investigadores pueden utilizar la relación temperatura-edad o luminosidad-edad para determinar si su masa es inferior a 13 M J [15] . En el caso de cúmulos estelares muy jóvenes (<1 Myr ), incluso un tipo espectral L0 corresponde a una masa planetaria y, por tanto, todas las estrellas enanas L de un cúmulo estelar de este tipo tienen una masa planetaria [24] .

Otro método consiste en determinar otros indicadores de una edad joven. Un objeto de menor masa tiene, por ejemplo, una gravedad superficial menor , lo que conduce a una atmósfera más extendida y a una mezcla más vertical. Esto afectará a la profundidad de ciertas características espectrales y puede conducir a colores rojos en el infrarrojo cercano. Una enana L de baja gravedad se suele denotar con el sufijo β, γ y δ, lo que indica una gravedad intermedia (β), baja (γ) y muy baja (δ). Las enanas L3-L5 de baja gravedad también pueden mostrar absorción de litio . La llamada "prueba de litio" es menos fiable para determinar una masa baja para enanas L jóvenes. [25] Un ejemplo de un objeto de baja gravedad es CWISE J0506+0738 , que tiene un tipo espectral entre L8γ y T0γ y probablemente una masa de 7±2 M J. [15]

Variabilidad y nubes

Las nubes de hierro con nubes de silicato encima se han teorizado desde principios de la década de 2000 para las enanas L. [26] La presencia de silicatos en las enanas L está bien establecida con las observaciones de Spitzer . Especialmente las enanas L4-L6 a menudo muestran absorción de silicato. Pero la absorción de silicato también puede estar ausente para cualquier enana L. [27] La ​​variabilidad a menudo está relacionada con la presencia de nubes en las enanas L y T. Sin embargo, existen otras explicaciones posibles, como puntos calientes, variaciones de temperatura y auroras . Especialmente los objetos jóvenes muestran variabilidad. [28] Una de las enanas L más variables es la compañera de masa planetaria VHS J1256–1257 b (L7), con una amplitud del 33-38%. [29]

Campo magnético y auroras

La emisión de radio se puede detectar en enanas L y esta emisión de radio a veces muestra pulsos de radio periódicos rotacionales. Además, la emisión H-alfa observada comúnmente en enanas L se interpreta como cromosférica y coronal en enanas L tempranas, pero con un tipo espectral posterior se convertirá cada vez más en una característica auroral. Por lo tanto, los objetos L4-T8 con emisión H-alfa a menudo también son fuentes de radio. Los pulsos de radio de las enanas marrones están altamente polarizados circularmente y probablemente provienen de la inestabilidad del máser del ciclotrón electrónico (ECMI), que está conectada con las auroras. Actualmente no se sabe qué alimenta la emisión de radio auroral en enanas marrones. Una sugerencia es la ruptura de la co-rotación con un disco de plasma, que también alimenta la aurora principal en Júpiter . La otra fuente de energía sugerida es la interacción con un planeta rocoso alrededor de la enana marrón, similar a la interacción entre Ío y Júpiter. Los impactos de electrones con moléculas de hidrógeno pueden crear un catión trihidrógeno (H+
3). Esto se pudo detectar en el infrarrojo a 2 y 4 μm con JWST . Destrucción de H+
3por gases, como H 2 O y CH 4 , podría significar que no se acumula significativamente en enanas marrones. [30] No H+
3Se detectó en cualquier enana M, L o T con el Observatorio Keck , probablemente debido a que los electrones aurorales penetran más profundamente en las atmósferas de las enanas marrones y son destruidos por los gases. [31] [32] La primera enana L con emisión de radio fue 2MASS J00361617+1821104 (L3.5). [33]

Binarios

El binario tipo L CWISE J0146-0508AB (L4+L8 azul) [34]

Las enanas L son binarias con menos frecuencia que las enanas M. Los sistemas con una enana L como primaria tienen una fracción binaria de24+6
−2% con una separación típica de 5-8 unidades astronómicas (UA). [35] También hay enanas L con una separación más amplia, como WISE 2150−7520 (L1+T8), que tiene una separación de 341 UA. [36] La enana L más cercana al Sistema Solar es la primaria en el sistema binario Luhman 16 AB. Tiene un tipo espectral de L8. [37]

Véase también

Referencias

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