enana marrón

Las enanas marrones son objetos subestelares que tienen más masa que los planetas gigantes gaseosos más grandes , pero menos que las estrellas menos masivas de la secuencia principal . Su masa es aproximadamente de 13 a 80 veces la de Júpiter ( M _J ) ^[2]^[3] ; no es lo suficientemente grande como para sostener la fusión nuclear de hidrógeno ordinario ( 1 H ) en helio en sus núcleos, pero sí lo suficientemente masiva como para emitir algo de luz y Calor de la fusión del deuterio ( 2 H ). Los más masivos (> ₆₅MJ ) pueden fusionar litio ( 7 Li ). ^[3]

Los astrónomos clasifican los objetos autoluminosos por tipo espectral , una distinción íntimamente ligada a la temperatura de la superficie, y las enanas marrones ocupan los tipos M, L, T e Y. ^[4]^[5] Como las enanas marrones no experimentan una fusión estable de hidrógeno, se enfrían con el tiempo, pasando progresivamente a través de tipos espectrales posteriores a medida que envejecen.

Su nombre no proviene del color de la luz que emiten, sino de su tamaño entre estrellas enanas blancas y planetas "oscuros". A simple vista, las enanas marrones aparecerían en diferentes colores dependiendo de su temperatura. ^[4] Las más cálidas posiblemente sean de color naranja o rojo, ^[6] mientras que las enanas marrones más frías probablemente aparecerían magenta o negras al ojo humano. ^[4]^[7] Las enanas marrones pueden ser completamente convectivas , sin capas ni diferenciación química por profundidad. ^[8]

Aunque su existencia se teorizó inicialmente 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 . Sin embargo, con la llegada de dispositivos de detección de infrarrojos más capaces, se han identificado miles de enanas marrones. Las enanas marrones más cercanas conocidas se encuentran en el sistema Luhman 16 , un binario de enanas marrones de tipo L y T a unos 6,5 años luz (2,0 pársecs ) del Sol. Luhman 16 es el tercer sistema más cercano al Sol después de Alfa Centauri y la Estrella de Barnard .

Historia

Teorización temprana

Planetas, enanas marrones, estrellas (no a escala)

Shiv S. Kumar teorizó en la década de 1960 que los objetos ahora llamados "enanas marrones" existían y originalmente fueron llamados enanas negras , ^[9] una clasificación para objetos subestelares oscuros que flotaban libremente en el espacio y que no eran lo suficientemente masivos como para sostener la fusión de hidrógeno. Sin embargo, (a) el término enana negra ya se utilizaba 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 en una etapa temprana de su vida. Debido a esto, se propusieron nombres alternativos para estos objetos, incluidos planetario y subestrella . En 1975, Jill Tarter sugirió el término "enana marrón", utilizando "marrón" como color aproximado. ^[6]^[10]^[11]

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 lo tanto, se espera que tales objetos aún no existan. ^[12]

Las primeras teorías sobre la naturaleza de las estrellas de menor masa y el límite de quema de hidrógeno sugerían que un objeto de población I con una masa inferior a 0,07 masas solares ( M ☉ ) o un objeto de población II inferior a 0,09 M _☉ nunca pasaría por la normalidad. evolución estelar y pasaría a ser una estrella completamente degenerada . ^[13] 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. ^[14]^[15]

Fusión de deuterio

El descubrimiento del deuterio quemándose hasta0,013 M ☉ (13,6 masa de Júpiter ) y el impacto de la formación de polvo en las frías atmósferas exteriores de las enanas marrones a finales de los años 1980 pusieron en duda estas teorías. Sin embargo, estos objetos eran difíciles de encontrar porque casi no emiten luz visible. Sus emisiones más fuertes se encuentran en el espectro infrarrojo (IR), y los detectores de IR 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 incluyeron estudios de imágenes multicolores alrededor de estrellas de campo, estudios de imágenes de compañeras débiles de enanas de la secuencia principal y enanas blancas , estudios de cúmulos de estrellas jóvenes y monitoreo de la velocidad radial de compañeras cercanas.

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 la estrella enana blanca 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 frío que las últimas enanas M conocidas entonces. GD 165B siguió siendo único durante casi una década hasta la llegada del Two Micron All-Sky Survey ( 2MASS ) en 1997, 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 ahora llamados " enanas L ". ^[16]^[17]

Aunque el descubrimiento de la enana más fría fue muy significativo en ese momento, se debatió si GD 165B sería clasificada como una enana marrón o simplemente como una estrella de muy baja masa, porque desde el punto de vista de la observación es muy difícil distinguir entre las dos. ^{[ cita necesaria ]}

Poco después del descubrimiento de GD 165B, se informó sobre otras candidatas a enanas marrones. Sin embargo, la mayoría no estuvo a la altura de su candidatura porque la ausencia de litio los demostró como objetos estelares. Las estrellas verdaderas queman su litio en poco más de 100 millones de años , mientras que las enanas marrones (que, de manera confusa, pueden tener temperaturas y luminosidades similares a las de las estrellas verdaderas) no lo harán. Por tanto, la detección de litio en la atmósfera de un objeto de más de 100 millones de años garantiza que se trata de una enana marrón.

Gliese 229B y clase T

La enana marrón de primera clase "T" fue descubierta en 1994 por los astrónomos de Caltech Shrinivas Kulkarni , Tadashi Nakajima, Keith Matthews y Rebecca Oppenheimer , ^[18] y los científicos de Johns Hopkins Samuel T. Durrance y David Golimowski. Fue confirmado en 1995 como 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 . Confirmados en 1995, ambos fueron identificados por la presencia de la línea de litio de 670,8 nm. Se descubrió que este último tenía una temperatura y luminosidad muy por debajo del rango estelar.

Su espectro de infrarrojo cercano mostraba claramente una banda de absorción de metano de 2 micrómetros, una característica que hasta ahora sólo se había observado en las atmósferas de planetas gigantes y en la de Titán, la luna de Saturno . No se espera 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 cuales Gliese 229B es el prototipo.

Teide 1 y clase M

La primera enana marrón de clase "M" confirmada fue descubierta por los astrofísicos españoles Rafael Rebolo (jefe del equipo), María Rosa Zapatero-Osorio y Eduardo L. Martín en 1994. ^[19] 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. ^[20]^[21] Nature destacó "Enanas marrones descubiertas, oficialmente" 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, composición química y edad del Teide 1 podrían establecerse debido a su pertenencia al joven cúmulo estelar de las Pléyades. Utilizando los modelos de evolución estelar y subestelar más avanzados del momento, el equipo estimó para el Teide 1 una masa de 55 ± 15 _MJ, [ ^22] que está por debajo del límite de masa estelar. El objeto se convirtió en una referencia en trabajos posteriores relacionados con la joven enana marrón.

En teoría, una enana marrón por debajo de 65 MJ es incapaz de quemar litio mediante fusión termonuclear en ningún momento de su evolución . Este hecho es uno de los principios de prueba del litio utilizados para juzgar la naturaleza subestelar de 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 Teide 1 todavía tenía la abundancia inicial de litio de la nube molecular original a partir de la cual se formaron las estrellas de las Pléyades, lo que demuestra la falta de fusión termonuclear en su núcleo. Estas observaciones confirmaron que Teide 1 es una enana marrón, así como la eficiencia de la prueba espectroscópica del litio .

Durante algún tiempo, el Teide 1 fue el objeto más pequeño conocido fuera del Sistema Solar identificado mediante observación directa. Desde entonces, se han identificado más de 1.800 enanas marrones, ^[23] 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, ^{[24 ]} y Luhman 16, un sistema binario de enanas marrones a 6,5 años luz del Sol.

Teoría

Diagrama de Hertzsprung-Russell

enanas marrones

Secuencia principal
("enanos")

magnitud absoluta ( M _V
)

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. Con el tiempo, la región central se vuelve lo suficientemente densa como para atrapar la radiación. En consecuencia, la temperatura central y la densidad de la nube colapsada aumentan drásticamente con el tiempo, ralentizando la contracción, hasta que las condiciones son lo suficientemente calientes y densas como para que se produzcan reacciones termonucleares en el núcleo de la protoestrella . Para la mayoría de las estrellas, la presión del gas y la radiación generada por las reacciones de fusión termonuclear dentro del núcleo de la estrella la sostendrá 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 la secuencia principal.

Sin embargo, si la masa inicial ^[25] de la protoestrella es inferior a aproximadamente 0,08 M _☉ , ^[26] 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 efectiva, 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 compactan lo suficiente como para crear una presión de degeneración electrónica cuántica . Según los modelos del interior de una enana marrón, se espera que las condiciones típicas en el núcleo en cuanto a densidad, temperatura y presión sean las siguientes:

$10\,\mathrm {g/cm^{3}} \,\lesssim \,\rho _{c}\,\lesssim \,10^{3}\,\mathrm {{g}/{ centímetros^{3}}}$
$T_{c}\lesssim 3\times 10^{6}\,\mathrm {K}$
$P_{c}\sim 10^{5}\,\mathrm {Mbar} .$

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 de los electrones impide que la materia que cae alcance las densidades y presiones necesarias.

Se evita una mayor contracción gravitacional y el resultado es una enana marrón que simplemente se enfría irradiando su energía térmica interna. Tenga en cuenta que, en principio, es posible que una enana marrón acumule masa lentamente por encima del límite de combustión del hidrógeno sin iniciar la fusión del hidrógeno. Esto podría suceder mediante transferencia de masa en un sistema binario de enana marrón. ^[25]

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 garantiza 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 candidata a enana marrón es un fuerte indicador de que efectivamente se trata de un objeto subestelar.

La prueba del litio

El uso de litio para distinguir las enanas marrones candidatas de las estrellas de baja masa se conoce comúnmente como prueba del litio , y fue iniciado por Rafael Rebolo , Eduardo Martín y Antonio Magazzu. Sin embargo, el litio también se observa 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 estar lo suficientemente calientes como para agotar su litio cuando son jóvenes. Las enanas con una masa superior a 65 MJ pueden quemar su litio cuando tengan 500 millones de años, ^{[27] por lo que la prueba}_del 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 largos, sus atmósferas puedan acumular cantidades observables de metano , que no se puede formar en objetos más calientes. Los enanos confirmados de esta manera incluyen Gliese 229 B.

Nubes de hierro, silicatos y sulfuros.

Las estrellas de la secuencia principal se enfrían, pero eventualmente alcanzan una luminosidad bolométrica mínima que pueden mantener mediante una fusión constante. Esto varía de una estrella a otra, pero generalmente es al menos el 0,01% del Sol. ^{[ cita necesaria ]} 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.

Las nubes se utilizan para explicar el debilitamiento del hidruro de hierro (FeH) en las enanas L tardías. Las nubes de hierro agotan el FeH en la atmósfera superior y la capa de nubes bloquea la vista hacia las capas inferiores que aún contienen FeH. El posterior fortalecimiento de este compuesto químico a temperaturas más frías de las enanas T medias y tardías se explica por las nubes perturbadas que permiten al telescopio observar las capas más profundas de la atmósfera que todavía contienen FeH. ^[28] Las enanas L/T jóvenes (L2-T4) muestran una alta variabilidad , que podría explicarse por nubes, puntos calientes, auroras impulsadas magnéticamente o inestabilidades termoquímicas . ^[29] Las nubes de estas enanas marrones se explican como nubes de hierro con espesor variable o como una capa inferior de nubes de hierro gruesa y una capa superior de nubes de silicato . Esta capa superior de nubes de silicato puede estar compuesta de cuarzo , enstatita , corindón y/o fosterita . ^[30]^[31] Sin embargo, no está claro si las nubes de silicato son siempre necesarias para los objetos jóvenes. ^[32] La absorción de silicato se puede observar directamente en el infrarrojo medio de 8 a 12 μm. Las observaciones con Spitzer IRS han demostrado que la absorción de silicato es común, pero no omnipresente, en las enanas L2-L8. ^[33] Además , MIRI observó la absorción de silicato en el compañero de masa planetaria VHS 1256b . ^[34]

La lluvia de hierro como parte de los procesos de convección atmosférica sólo es posible en las enanas marrones, no en las estrellas pequeñas. La investigación espectroscópica sobre la lluvia de hierro aún continúa, pero no todas las enanas marrones tendrán siempre esta anomalía atmosférica. En 2013, se obtuvieron imágenes de una atmósfera heterogénea que contenía hierro alrededor del componente B en el cercano sistema Luhman 16. ^[35]

Para las enanas marrones de tipo T tardías sólo se llevaron a cabo unas pocas búsquedas de variables. Se predice que en las enanas T tardías se formarán finas capas de nubes a partir de cloruro de cromo y potasio , así como de varios sulfuros . Estos sulfuros son el sulfuro de manganeso , el sulfuro de sodio y el sulfuro de zinc . ^[36] Se explica que la enana variable T7 2M0050–3322 tiene una capa superior de nubes de cloruro de potasio, una capa intermedia de nubes de sulfuro de sodio y una capa inferior de nubes de sulfuro de manganeso. Las nubes irregulares de las dos capas superiores de nubes podrían explicar por qué las bandas de metano y vapor de agua son variables. ^[37]

A las temperaturas más bajas de la enana Y WISE 0855-0714, capas de nubes irregulares de sulfuro y nubes de hielo de agua podrían cubrir el 50% de la superficie. ^[38]

Enanas marrones de baja masa versus planetas de gran masa

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

Tamaño y ambigüedades en la quema de combustible

Las enanas marrones tienen aproximadamente el mismo radio que Júpiter. En el extremo superior de su rango de masas ( _60–90MJ ) , el volumen de una enana marrón se rige principalmente por la presión de degeneración electrónica , ^[39] como ocurre en las enanas blancas; en el extremo inferior del rango ( 10 MJ ), su volumen está gobernado principalmente por la presión _deCoulomb , 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. Además, la relación masa-radio no muestra cambios desde aproximadamente una masa de Saturno hasta el inicio de la quema de hidrógeno ( 0,080 ± 0,008 M _☉ ), lo que sugiere que, desde esta perspectiva, las enanas marrones son simplemente planetas jovianos de gran masa. ^[40] Esto puede dificultar su distinción de los planetas.

Además, muchas enanas marrones no se fusionan; incluso aquellos en el extremo superior del rango de masas (más de 60 MJ ) se enfrían _lo suficientemente rápido como para que después de 10 millones de años ya no experimenten fusión .

Espectro de calor

Los espectros de rayos X e infrarrojos son signos reveladores de 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 los planetas (por debajo de 1000 K).

Los gigantes gaseosos tienen algunas de las características de las enanas marrones. Al igual que el Sol, Júpiter y Saturno están formados principalmente de hidrógeno y helio. Saturno es casi tan grande como Júpiter, a pesar de tener sólo el 30% de su 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. ^[41]^[42] Los cuatro planetas gigantes tienen sus propios sistemas "planetarios", en forma de extensos sistemas lunares.

Estándar IAU actual

Actualmente, la Unión Astronómica Internacional considera un objeto por encima de 13 MJ (la masa límite para la _fusión termonuclear del deuterio) como una enana marrón, mientras que un objeto por debajo de esa masa (y orbitando una estrella o un remanente estelar) se considera un planeta. La masa mínima necesaria para provocar una combustión sostenida de hidrógeno (alrededor de ₈₀MJ ) constituye el límite superior de la definición. ^[3]^[43]

También se debate si las enanas marrones estarían mejor definidas por su proceso de formación que por límites de masa teóricos basados en reacciones de fusión nuclear. ^[4] Según esta interpretación, las enanas marrones son aquellos objetos que representan los productos de menor masa del proceso de formación estelar , mientras que los planetas son objetos formados en un disco de acreción que rodea una estrella. Se cree que los objetos flotantes más fríos descubiertos, como WISE 0855 , así como los objetos jóvenes de menor masa conocidos como _PSOJ318.5-22 , tienen masas inferiores a 13 MJ y, como resultado, a veces se les denomina planetarios . objetos masivos 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 enanas marrones, como 2M1207b , MOA-2007-BLG-192Lb , 2MASS J044144b y Oph 98 B.

El límite de masa de 13 Júpiter es una regla general más que algo de importancia física precisa. Los objetos más grandes quemarán la mayor parte de su deuterio y los más pequeños quemarán sólo un poco, y el valor de 13 masas de Júpiter se encuentra en algún punto intermedio. ^[44] La cantidad de deuterio quemado también depende en cierta medida de la composición del objeto, concretamente de la cantidad de helio y deuterio presentes y de la fracción de elementos más pesados, lo que determina la opacidad atmosférica y, por tanto, la velocidad de enfriamiento radiativo. ^[45]

A partir de 2011, la Enciclopedia de Planetas Extrasolares incluía objetos de hasta 25 masas de Júpiter y decía: "El hecho de que no haya ninguna característica especial alrededor de 13 M _Jup en el espectro de masas observado refuerza la elección de olvidar este límite de masa". ^[46] A partir de 2016, este límite se incrementó a 60 masas de Júpiter, ^[47] según un estudio de las relaciones masa-densidad. ^[48]

El Exoplanet Data Explorer incluye objetos de hasta 24 masas de Júpiter con el aviso: "La distinción de 13 masas de Júpiter realizada por el Grupo de Trabajo de la IAU no tiene motivación física para planetas con núcleos rocosos y es problemática desde el punto de vista observacional debido al pecado y la ambigüedad ". ^[49] El Archivo de Exoplanetas de la NASA incluye objetos con una masa (o masa mínima) igual o inferior a 30 masas de Júpiter. ^[50]

Enana sub-marrón

Los objetos por debajo de 13 MJ , llamados enanas sub-marrones o enanas 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 _nubede gas ), pero tienen una masa por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear de deuterio . ^[51]

Algunos investigadores los llaman planetas que flotan libremente, ^[52] mientras que otros los llaman enanas marrones de masa planetaria. ^[53]

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 similares a las estrellas de baja masa, como 2M1101AB . A medida que se enfrían, las enanas marrones deberían conservar un rango de luminosidad dependiendo de la masa. ^[54] Sin la edad y la luminosidad es difícil estimar la masa; por ejemplo, una enana marrón de tipo L podría ser una enana marrón vieja con una masa elevada (posiblemente una estrella de baja masa) 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 sub-enana marrón , incluso para estimaciones de edad relativamente altas. ^[55] 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 espectral de energía . ^[56] La estimación de la edad se puede hacer de dos maneras. O la enana marrón es joven y todavía tiene características espectrales asociadas con la juventud o la enana marrón se mueve junto con una estrella o grupo estelar ( cúmulo o asociación de estrellas ), lo que hace que sea más fácil obtener estimaciones de edad. Una enana marrón muy joven que se estudió más a fondo con este método es 2M1207 y su compañera 2M1207b . Según la ubicación, el movimiento propio y la firma espectral, se determinó que este objeto pertenecía a la asociación TW Hydrae de aproximadamente 8 millones de años y se determinó que la masa del secundario estaba por debajo del límite de combustión de deuterio con 8 ± 2 MJ . ^[57] Un ejemplo muy antiguo de estimación de edad que utiliza el co-movimiento es el binario COCONUTS-1 de enana marrón + enana blanca , donde la enana blanca 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 precisa de la distancia, utilizando el paralaje de Gaia . Utilizando 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. ^[58]

Observaciones

Clasificación de las enanas marrones.

Clase espectral M

Visión artística de una enana de finales de M

Se trata de enanas marrones con una clase espectral de M5,5 o posterior; también se les llama enanas M tardías. A los ojos de algunos científicos, estas pueden considerarse enanas rojas . ^{[ cita necesaria ]} Todas las enanas marrones con tipo espectral M son objetos jóvenes, como Teide 1 , que es la primera enana marrón de tipo M descubierta, y LP 944-20 , que es la enana marrón de tipo M más cercana.

Clase espectral 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 óxido de vanadio (II) (VO). Sin embargo, GD 165 B, la genial compañera de la enana blanca GD 165 , no tenía ninguna de las características distintivas de TiO de las enanas M. La posterior identificación de muchos objetos como GD 165B condujo finalmente 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 óxidos metálicos (TiO, VO), sino por hidruros metálicos. bandas de emisión ( FeH , CrH , MgH , CaH ) y líneas atómicas prominentes de metales alcalinos (Na, K, Rb, Cs). Hasta 2013 ^[actualizar], se han identificado más de 900 enanas L, ^[23] la mayoría mediante estudios de campo amplio: Two Micron All Sky Survey ( 2MASS ), Deep Near Infrarrojo Survey of the Southern Sky (DENIS) y Sloan Digital Sky. Encuesta (SDSS). Esta clase espectral no solo incluye a las enanas marrones, ya que las estrellas más frías de la secuencia principal por encima de las enanas marrones (> 80 MJ ₎ tienen la clase espectral L2 a L6. ^[59]

Clase espectral T

Así como GD 165B es el prototipo de las enanas L, Gliese 229 B es el prototipo de una segunda nueva clase espectral, las enanas T. Las enanas T son de color magenta rosado. Mientras que los espectros de 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 de metano (CH ₄ ), características que se encontraron sólo en los planetas gigantes del Sistema Solar y Titán . La absorción inducida por colisión (CIA) de CH ₄ , H ₂ O e hidrógeno molecular (H _{2 ) dan al Gliese 229B colores azules en el infrarrojo cercano.}Su espectro óptico rojo con pendiente pronunciada también carece de las bandas FeH y CrH que caracterizan a las enanas L y, en cambio, está influenciado por características de absorción excepcionalmente amplias de los metales alcalinos 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.}En 2013 ^[actualizar], se conocen 355 enanas T. ^[23] Adam Burgasser y Tom Geballe han desarrollado recientemente esquemas de clasificación NIR para enanas T. 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 de 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 . ^[60]^[61] Se han detectado enanas marrones de clase T, como WISE 0316+4307 , a más de 100 años luz del Sol.

Clase espectral Y

En 2009, las enanas marrones más frías conocidas habían estimado temperaturas efectivas 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 . ^[62] Los espectros de estos objetos tienen picos de absorción de alrededor de 1,55 micrómetros. ^[62] 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, haciendo que estos objetos sean de tipo Y0. ^[62]^[63] Sin embargo, la característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano , ^[62] y otros autores han declarado que la asignación de la clase Y0 es prematura. ^[64]

La primera distribución de energía espectral JWST de una enana Y permitió observar varias bandas de moléculas en la atmósfera de la enana Y0 WISE 0359−5401 . Las observaciones cubrieron espectroscopia de 1 a 12 μm y fotometría de 15, 18 y 21 μm. Las moléculas de agua (H ₂ O), metano (CH ₄ ), monóxido de carbono (CO), dióxido de carbono (CO ₂ ) y amoníaco (NH ₃ ) se detectaron en WISE 0359-5401. Muchas de estas características han sido observadas antes en esta enana Y y enanas T más cálidas por otros observatorios, pero JWST pudo observarlas en un solo espectro. El metano es el principal reservorio de carbono en la atmósfera de WISE 0359-5401, pero todavía queda suficiente carbono para formar monóxido de carbono detectable (entre 4,5 y 5,0 μm) y dióxido de carbono (entre 4,2 y 4,35 μm) en la enana Y. . El amoníaco era difícil de detectar antes del JWST, ya que se mezcla con la característica de absorción del agua en el infrarrojo cercano, así como entre 5,5 y 7,1 μm. En longitudes de onda más largas, de 8,5 a 12 μm, el espectro de WISE 0359-5401 está dominado por la absorción de amoníaco. A 3 μm hay una característica adicional de amoníaco recientemente detectada. ^{[sesenta y cinco]}

Atmósfera inferior más fría

Por lo general, las enanas marrones tienen un perfil de presión - temperatura (PT) en forma adiabática , lo que significa que la presión y la temperatura aumentan con la profundidad. La espectroscopia y fotometría JWST sugieren que las enanas Y tienen un perfil PT que no está en la forma adiabática estándar. Esto significa que las capas superiores de la atmósfera tienen una temperatura más cálida y las capas inferiores de la atmósfera tienen una temperatura más fría. Esto se explica por la rápida rotación de estos objetos aislados. La rápida rotación conduce a cambios dinámicos, térmicos y químicos, que interrumpen el transporte convectivo de calor desde la atmósfera inferior a la superior. Este perfil de PT diferente influye en la forma del espectro e influye en la composición de las moléculas que contienen carbono y nitrógeno en la atmósfera de las enanas Y. ^[66]

Descubrimientos individuales de enanas Y

Cronología de los descubrimientos de la enana Y:

Abril de 2010: dos enanas submarrones ultrafrías recientemente descubiertas ( UGPS 0722-05 y SDWFS 1433+35) se propusieron como prototipos para la clase espectral Y0. ^[67]

Febrero de 2011: Luhman et al. informó el descubrimiento de WD 0806−661 B , una enana marrón compañera de una enana blanca cercana con una temperatura de c. 300 K (27 °C; 80 °F) y masa de 7 MJ . ^[68] Aunque de masa planetaria, Rodríguez et al. sugieren que es poco probable que se haya formado de la misma manera que los planetas. ^[69]

Febrero de 2011: poco después, Liu et al. publicó un relato de una enana marrón "muy fría" (c. 370 K (97 °C; 206 °F)) que orbita 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 clase espectral Y hipotética". ^[70]

Agosto de 2011: Los científicos que utilizaron datos del Explorador de estudios infrarrojos de campo amplio (WISE) de la NASA descubrieron seis objetos que clasificaron como enanas Y con temperaturas tan frías como 25 °C (298 K; 77 °F). ^[71]^[72] Estos se publicaron en dos artículos. ^[73]^[74]

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.

Julio de 2012: se descubren siete nuevas enanas Y, lo que eleva el número total de enanas Y confirmadas a catorce. ^[75]^[23] Una de las enanas Y, llamada WISE 1828+2650 , tenía, en agosto de 2011, el récord de la enana marrón más fría: no emite luz visible en absoluto; este tipo de objeto se asemeja a planetas que flotan libremente. más que estrellas. Inicialmente se estimó que WISE 1828+2650 tenía una temperatura atmosférica inferior a 300 K (27 °C; 80 °F). ^[76] Desde entonces, su temperatura ha sido revisada y estimaciones más recientes la sitúan en el rango de 250 a 400 K (-23 a 127 °C; -10 a 260 °F). ^[77]

Noviembre de 2012: se descubre WISE J1639-6847 . En febrero de 2024, es la segunda enana Y más cercana a la Tierra. ^[78]
Abril de 2014: se anunció WISE 0855−0714 con un perfil de temperatura estimado alrededor de 225 a 260 K (−48 – −13 °C; −55–8 °F ) y una masa de 3 a 10 MJ _.^[79] También era inusual porque su paralaje observado significaba una distancia cercana a 7,2 ± 0,7 años luz del Sistema Solar.
Mayo de 2014: Se publica el Y-dwarf WISE J2209+2711 . ^[80]
Noviembre de 2014: Se estima que el objeto WISEA J1141−3326 es una enana Y ^[81] y posteriormente se confirma. ^[82]
Abril de 2015: Se descubre el binario enano T+Y WISE J0146+4234 AB . ^[83]
Mayo de 2015: Se descubren tres enanas Y con el Hubble, lo que eleva el número total de enanas Y confirmadas a 21. ^[84]
Junio de 2018: WISEA J0302-5817 se publica como enana Y y se confirma WISEA J1141-3326 como enana Y. ^[82]
Agosto de 2019: una búsqueda en el catálogo CatWISE 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). ^[85] En 2023 se anunció que CWISEP J1935-1546 tiene emisión de metano debido a una aurora. ^[86]
Enero de 2020: En enero de 2020 se presentó en la 235ª reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense el descubrimiento de WISE J0830+2837 , inicialmente descubierto por científicos ciudadanos del proyecto Backyard Worlds . Esta enana Y está a 36,5 años luz de distancia del Sistema Solar y tiene una temperatura de aproximadamente 350 K (77 °C; 170 °F). ^[87]

Febrero de 2020: El catálogo CatWISE combina las encuestas WISE y NEOWISE de la NASA . ^[88] 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 Y candidatas. El color inicial con el Telescopio Espacial Spitzer indicó que CW1446 es una de las enanas Y más rojas y frías. ^[89] Datos adicionales con Spitzer mostraron que CW1446 es la quinta enana marrón más roja con una temperatura de aproximadamente 310 a 360 K (37–87 °C; 98–188 °F) a una distancia de aproximadamente 10 parsec. ^[55]
Agosto de 2020: Se descubren cinco enanas Y candidatas a través del proyecto Backyard Worlds. ^[90]
Abril de 2021: Los equipos de CatWISE y Backyard Worlds publican nuevos candidatos a enana Y en un artículo colaborativo. ^[91]
Agosto de 2021: Ross 19B, un objeto antiguo cerca del límite T/Y que orbita una enana M, es descubierto por el equipo de Backyard Worlds. ^[92]
Abril de 2023: WISE J0336−0143 se confirma como un binario enano Y con JWST. ^[93] La secundaria B es probablemente una de las enanas Y confirmadas más frías en diciembre de 2023 con una temperatura estimada de 246 a 404 K (−27–131 °C; −17–268 °F). ^[94]
Noviembre de 2023: CWISE J1055+5443 , un objeto previamente clasificado como enana T, se confirma como una enana Y cercana. ^[95]
Diciembre de 2023: se publican tres nuevos candidatos a enanas Y. ^[94] El número total de enanas Y confirmadas es 27 y existen 30 candidatas a enanas Y adicionales en febrero de 2024.
Enero de 2024: JWST descubre dos planetas candidatos que orbitan alrededor de enanas blancas. Si se confirman espectroscópicamente, probablemente serían enanas Y debido a su fría temperatura estimada (T _eff <200 K). ^[96]

Papel de la mezcla vertical

En la atmósfera de las enanas marrones, dominada por el hidrógeno, existe un equilibrio químico entre el monóxido de carbono y el metano . El monóxido de carbono reacciona con moléculas de hidrógeno y forma metano e hidroxi en esta reacción. El radical hidroxi podría reaccionar posteriormente con el hidrógeno y formar moléculas de agua. En el otro sentido de la reacción, el metano reacciona con hidroxi y forma monóxido de carbono e hidrógeno. La reacción química se inclina hacia el monóxido de carbono a temperaturas más altas (enanas L) y presión más baja. A temperaturas más bajas (enanas T) y presiones más altas, la reacción se inclina hacia el metano y el metano predomina en el límite T/Y. Sin embargo, la mezcla vertical de la atmósfera puede hacer que el metano se hunda en las capas inferiores de la atmósfera y que el monóxido de carbono suba desde estas capas inferiores y más calientes. El monóxido de carbono reacciona lentamente y se convierte en metano debido a una barrera energética que impide la ruptura de los enlaces de CO . Esto obliga a la atmósfera observable de una enana marrón a estar en desequilibrio químico. La transición L/T se define principalmente con la transición de una atmósfera dominada por monóxido de carbono en las enanas L a una atmósfera dominada por metano en las enanas T. Por lo tanto, la cantidad de mezcla vertical puede impulsar la transición L/T a temperaturas más bajas o más altas. Esto se vuelve importante para objetos con gravedad superficial modesta y atmósferas extendidas, como los exoplanetas gigantes . Esto impulsa la transición L/T hacia temperaturas más bajas para los exoplanetas gigantes. En el caso de las enanas marrones, esta transición se produce alrededor de los 1200 K. El exoplaneta HR 8799c, por el contrario, no presenta metano y tiene una temperatura de 1100 K. ^[97]

La transición entre enanas T/Y a menudo se define en alrededor de 500 K debido a la falta de observaciones espectrales de estos objetos fríos y débiles. ^[98] Las observaciones futuras con JWST y los ELT podrían mejorar la muestra de enanas Y con espectros observados. Las enanas Y están dominadas por características espectrales profundas de metano, vapor de agua y posiblemente características de absorción de amoníaco y hielo de agua . ^[98] La mezcla vertical, las nubes, la metalicidad, la fotoquímica , los rayos , los impactos y los catalizadores metálicos pueden influir en la temperatura a la que se produce la transición L/T y T/Y. ^[97]

Características secundarias

Las enanas marrones jóvenes tienen gravedades 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. Los indicios de baja gravedad superficial son las líneas débiles de CaH, KI y Na I, así como una línea fuerte de VO. ^[101] Alfa (α) significa gravedad superficial normal y generalmente se deja caer. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se indica con un delta (δ). ^[103] 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 binarias no resueltas. ^[104] El prefijo sd significa subenano y solo incluye subenanos fríos. Este prefijo indica una metalicidad baja y propiedades cinemáticas que son más similares a las estrellas de halo que a las estrellas de disco . ^[100] Los subenanos parecen más azules que los objetos de disco. ^[105] El sufijo rojo describe objetos de color rojo, pero de mayor edad. Esto no se interpreta como una baja gravedad superficial, sino como un alto contenido de polvo. ^[102]^[103] El sufijo azul describe objetos con colores azules del infrarrojo cercano que no pueden explicarse con una baja metalicidad. Algunos se explican como binarios L+T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550 y se explican con nubes finas y/o de grano grande. ^[103]

Propiedades espectrales y atmosféricas de las enanas marrones.

La mayor parte 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 lo largo de la secuencia enana tardía M, -L y -T dan como resultado un rico espectro en el infrarrojo cercano que contiene una amplia variedad de características, desde líneas relativamente estrechas de especies atómicas neutras 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) ^[106]

Las atmósferas típicas de las enanas marrones conocidas varían en temperatura desde 2.200 hasta750K . ^[60] 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. Existe cierta evidencia de que el enfriamiento de las enanas marrones se ralentiza en la transición entre las clases espectrales L y T (alrededor de 1000 K). ^[107]

Las observaciones de candidatas conocidas 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 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 paso adelante hacia una mejor comprensión no sólo de las enanas marrones, sino también de las atmósferas de los planetas más allá del Sistema Solar. ^[108]

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 rotacional de las características atmosféricas, determinado por los cambios de brillo, con la rotación electromagnética generada por el interior de la enana marrón. Los resultados confirmaron predicciones anteriores de que las enanas marrones tendrían fuertes vientos. Los científicos tienen la esperanza de que este método de comparación pueda utilizarse para explorar la dinámica atmosférica de otras enanas marrones y planetas extrasolares. ^[109]

Técnicas de observación

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

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

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

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

Las enanas marrones pueden ser potentes emisores de radio debido a sus fuertes campos magnéticos. Los programas de observación del Observatorio de Arecibo y del Very Large Array han detectado más de una docena de objetos de este tipo, que también se denominan enanas ultrafrías porque comparten propiedades magnéticas comunes con otros objetos de esta clase. ^[110] La detección de emisiones de radio de enanas marrones permite medir directamente la intensidad de sus campos magnéticos.

Hitos

1995: Primera enana marrón verificada. El Teide 1 , un objeto M8 del cúmulo de las Pléyades , es captado 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 orbitando la enana roja Gliese 229 A (a 20 ly de distancia) utilizando un coronógrafo de óptica adaptativa para afinar las imágenes del telescopio reflector de 60 pulgadas (1,5 m) en el Observatorio Palomar en el Monte Palomar del sur de California ; La espectroscopía 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 que emite rayos X. Se determina que Cha Helpha 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: Se detecta la primera llamarada de rayos X procedente de una enana marrón. Un equipo de la Universidad de California que monitorea LP 944-20 ( 60 MJ , _a 16 ly de distancia) a través del Observatorio de rayos X Chandra , detecta una llamarada de 2 horas. ^[111]
27 de julio de 2000: Primera emisión de radio (en llamarada y en reposo) detectada desde una enana marrón. Un equipo de estudiantes del Very Large Array detectó emisiones de LP 944-20. ^[112]
30 de abril de 2004: Primera detección de un candidato a exoplaneta alrededor de una enana marrón: 2M1207b descubierto con el VLT y el primer exoplaneta fotografiado directamente. ^[113]
20 de marzo de 2013: Descubrimiento del sistema de enana marrón más cercano: Luhman 16. ^[114]
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. ^[79]

La enana marrón como fuente de rayos X

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

Sin una fuente central fuerte de energía nuclear, el interior de una enana marrón se encuentra en un estado de ebullición rápida o convectivo. Cuando se combina con la rápida rotación que exhiben la mayoría de las enanas marrones, la convección crea las condiciones para el desarrollo de un fuerte y enredado campo magnético cerca de la superficie. La llamarada observada por Chandra desde LP 944-20 podría tener su origen en el turbulento material caliente magnetizado debajo de la superficie de la enana marrón. Una llamarada bajo la superficie podría conducir calor a la atmósfera, permitiendo que fluyan corrientes eléctricas y producir una llamarada de rayos X, como la caída de un rayo . La ausencia de rayos X de LP 944-20 durante el período sin quema también es un resultado significativo. Establece el límite observacional más bajo de la potencia constante de rayos X 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 aproximadamente 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 estelar múltiple. ^[115] Esta es la primera vez que una enana marrón tan cerca de su(s) estrella(s) madre(s) (estrellas similares al Sol TWA 5A) se ha resuelto en rayos X. ^[115] "Nuestros datos de Chandra muestran que los rayos X se originan en el plasma coronal de la enana marrón, que tiene unos 3 millones de grados Celsius", dijo Yohko Tsuboi de la Universidad Chuo en Tokio. ^[115] "Esta enana marrón es hoy tan brillante como el Sol en luz de rayos X, mientras que es cincuenta veces menos masiva que el Sol", dijo Tsuboi. ^[115] "¡Esta observación, por lo tanto, plantea la posibilidad de que incluso los planetas masivos puedan emitir rayos X por sí mismos durante su juventud!" ^[115]

Las 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 entre el 5% y el 10% de las enanas marrones parecen tener fuertes campos magnéticos y emitir ondas de radio, y puede haber hasta 40 enanas marrones magnéticas dentro del 25 pc del Sol según el modelo de Monte Carlo y su densidad espacial promedio. ^[116] La potencia de las emisiones de radio de las enanas marrones es aproximadamente constante a pesar de las variaciones en sus temperaturas. ^[110] Las enanas marrones pueden mantener campos magnéticos de hasta 6 kg de fuerza. ^[117] Los astrónomos han estimado que las magnetosferas de las enanas marrones abarcan una altitud de aproximadamente 10,7 ^m , dadas las propiedades de sus emisiones de radio. ^[118] 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 emitirse desde regiones activas. La inversión regular y periódica 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 de una enana marrón, similar al ciclo solar . ^[119]

Desarrollos recientes

Las estimaciones de las poblaciones de enanas marrones en la vecindad solar sugieren que puede haber hasta seis estrellas por cada enana marrón. ^[121] Una estimación más reciente de 2017 utilizando el joven cúmulo estelar masivo RCW 38 concluyó que la Vía Láctea contiene entre 25 y 100 mil millones de enanas marrones. ^[122] (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, el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA monitoreó las variaciones de brillo infrarrojo en enanas marrones causadas por una capa 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 espesor de las nubes y se propagan con diferentes velocidades (probablemente debido a la rotación diferencial). ^[123]

En agosto de 2020, los astrónomos descubrieron 95 enanas marrones cerca del Sol a través del proyecto Backyard Worlds: Planet 9. ^[124]

Enanas marrones binarias

Binarios enana marrón-enana marrón

Las enanas marrones binarias de tipo M, L y T son menos comunes con una masa menor de la primaria. ^[125] Las enanas L tienen una fracción binaria de aproximadamente24+6
−2% y la fracción binaria para las enanas Y tempranas de T tardías (T5-Y0) es aproximadamente 8 ± 6 %. ^[126]

Las binarias de enanas marrones tienen una mayor proporción de compañeros/huéspedes para las binarias de menor masa. Las binarias con una estrella de tipo M como primaria tienen, por ejemplo, una distribución amplia de q con una preferencia de q≥0,4. Las enanas marrones, por otro lado, muestran una fuerte preferencia por q≥0,7. La separación está disminuyendo con la masa: las estrellas de tipo M tienen una separación máxima de 3 a 30 unidades astronómicas (au), las enanas marrones de tipo ML tienen una separación proyectada que alcanza un máximo de 5 a 8 ua y los objetos T5-Y0 tienen una separación proyectada que sigue una distribución lognormal con una separación máxima de aproximadamente 2,9 au. ^[126] $q=M_{B}/M_{A}$

Un ejemplo es la enana marrón binaria más cercana, Luhman 16 AB, con una enana primaria L7,5 y una separación de 3,5 au y q = 0,85. La separación está en el extremo inferior de la separación esperada para las enanas marrones de tipo ML, pero la proporción de masa es típica.

No se sabe si la misma tendencia continúa con las enanas Y, porque el tamaño de su muestra es muy pequeño. Las binarias enanas Y+Y deberían tener una relación de masa q alta y una separación baja, alcanzando escalas de menos de una au. ^[127] La enana Y+Y WISE J0336-0143 fue confirmada recientemente como binaria con JWST y tiene una relación de masa de q=0,62±0,05 y una separación de 0,97 unidades astronómicas. Los investigadores señalan que el tamaño de la muestra de enanas marrones binarias de baja masa es demasiado pequeño para determinar si WISE J0336-0143 es un representante típico de las binarias de baja masa o un sistema peculiar. ^[93]

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. ^[128]^[129] El sistema enana 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. ^[130]

Binarias enanas marrones inusuales

El sistema binario amplio 2M1101AB fue el primer binario con una separación mayor que20 UA . El descubrimiento del sistema proporcionó información definitiva sobre la formación de las enanas marrones. Anteriormente se pensaba que las enanas marrones binarias anchas no se formaban o al menos se interrumpían entre 1 y 10 años de edad . La existencia de este sistema también es incompatible con la hipótesis de la eyección. ^[131] 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. ^[132]

Más recientemente se descubrió el binario amplio W2150AB . Tiene una relación de masa y energía de enlace similar a la de 2M1101AB, pero una edad mayor y está ubicado en una región diferente de la galaxia. Mientras que 2M1101AB se encuentra en una región muy poblada, el binario W2150AB se encuentra en un campo escasamente separado. Debe haber sobrevivido a cualquier interacción dinámica en su cúmulo estelar natal . El binario también pertenece a unos pocos binarios L+T que pueden resolverse fácilmente mediante observatorios terrestres. Los otros dos son SDSS J1416+13AB y Luhman 16. ^[133]

Hay otros sistemas binarios interesantes, como el sistema binario eclipsante de enana marrón 2MASS J05352184–0546085. ^[134] 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. ^[135]

Enanas marrones alrededor de estrellas

Las enanas marrones y los planetas masivos en una órbita cercana (menos de 5 UA) alrededor de estrellas son raros y esto a veces se describe como el desierto de enanas marrones. Menos del 1% de las estrellas con la masa del Sol tienen una enana marrón entre 3 y 5 UA. ^[136]

Un ejemplo de una estrella enana marrón binaria es la primera enana T descubierta, Gliese 229 B , que orbita alrededor de la estrella de la secuencia principal Gliese 229 A, una enana roja. También se conocen enanas marrones que orbitan alrededor de subgigantes , como TOI-1994b, que orbita su estrella cada 4,03 días. ^[137]

También hay desacuerdo sobre si algunas enanas marrones de baja masa deberían considerarse planetas. El archivo de exoplanetas de la NASA incluye como planetas las enanas marrones con una masa mínima menor o igual a 30 masas de Júpiter, siempre que se cumplan otros criterios (por ejemplo, orbitar una estrella). ^[138] Por otro lado, el Grupo de Trabajo sobre Planetas Extrasolares (WGESP) de la IAU sólo considera planetas con una masa inferior a 13 masas de Júpiter. ^[139]

Binarias enana blanca y enana marrón

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. ^[140] Estos sistemas pueden ser útiles para determinar la edad del sistema y la masa de la enana marrón. Otros binarios de enana blanca y enana marrón son COCONUTS-1 AB (7 mil millones de años), ^[58] y LSPM J0055+5948 AB (10 mil millones de años), ^[90] SDSS J22255+0016 AB (2 mil millones de años) ^{[ 141]} WD 0806−661 AB (1,5-2,7 mil millones de años). ^[142]

Los sistemas con enanas marrones cercanas y bloqueadas por mareas que orbitan alrededor de enanas blancas pertenecen a las binarias de envolvente postcomún o PCEB. Sólo se conocen 8 PCEB confirmados que contienen una enana blanca con una compañera enana marrón, incluido WD 0137-349 AB. En la historia pasada de estas binarias cercanas de enana blanca y enana marrón, la enana marrón es engullida por la estrella en la fase de gigante roja . Las enanas marrones con una masa inferior a 20 masas de Júpiter se evaporarían durante la inmersión. ^[143]^[144] La escasez de enanas marrones que orbitan cerca de 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 . ^[145]^[146] La PCEB podría evolucionar hasta convertirse en una estrella variable cataclísmica (CV*) con la enana marrón como donante. ^[147] Las simulaciones han demostrado que los CV* altamente evolucionados se asocian principalmente con donantes subestelares (hasta un 80%). ^[148] Un tipo de CV*, llamado nova enana tipo WZ Sge, a menudo muestra donantes con una masa cerca del límite de estrellas de baja masa y enanas marrones. ^[149] La binaria BW Sculptoris es una nova enana con un donante enana marrón. Esta enana marrón probablemente se formó cuando una estrella donante perdió suficiente masa para convertirse en una enana marrón. La pérdida de masa viene acompañada de una pérdida del período orbital hasta que alcanza un mínimo de 70 a 80 minutos, momento en el que el período vuelve a aumentar. Esto le da a esta etapa evolutiva el nombre de gorila del período. ^[148] También podrían existir enanas marrones que se fusionaron con enanas blancas. La nova CK Vulpeculae podría ser el resultado de una fusión de una enana blanca y una enana marrón. ^[150]^[151]

Enanas marrones alrededor de estrellas de neutrones

Se conocen objetos subestelares alrededor de estrellas de neutrones . Un ejemplo son los púlsares de viuda negra, que llevan el nombre del púlsar de viuda negra original PSR B1957+20 . Se conocen alrededor de 41 de estas viudas negras. Un púlsar de viuda negra se caracteriza por un púlsar de milisegundos con una compañera subestelar que es ablacionada por el fuerte viento estelar del púlsar. Si el compañero tiene una masa inferior a 0,1 M _☉ , se llama viuda negra, por encima de esta masa se llama púlsar de espalda roja. ^[152]

Formación y evolución

Las enanas marrones se forman de manera similar a las estrellas y están rodeadas por discos protoplanetarios , ^[153] como Cha 110913−773444 . En 2017, solo se conoce una protoenana marrón que está conectada con un gran objeto Herbig-Haro . Se trata de la enana marrón Mayrit 1701117, que está rodeada por un pseudodisco y un disco kepleriano. ^[154] Mayrit 1701117 lanza el jet HH 1165 de 0,7 años luz de largo, visto principalmente en azufre ionizado . ^[155]^[156]

Se ha descubierto que los discos alrededor de enanas marrones tienen muchas de las mismas características que los discos alrededor de estrellas; por lo tanto, se espera que haya planetas formados por acreción alrededor de enanas marrones. ^[153] Dada la pequeña masa de los discos de las enanas marrones, la mayoría de los planetas serán planetas terrestres en lugar de gigantes gaseosos. ^[157] Si un planeta gigante orbita 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 . ^[158] 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 marea tendrían un fuerte efecto. ^[157]

En 2020, el proyecto Disk Detective descubrió la enana marrón más cercana con un disco primordial asociado, WISEA J120037.79-784508.3 (W1200-7845) , cuando los voluntarios de clasificación notaron su exceso de infrarrojos. Fue examinado y analizado por el equipo científico que descubrió que W1200-7845 tenía un 99,8% de probabilidad de ser miembro de la asociación del grupo de jóvenes en movimiento ε Chamaeleontis (ε Cha) . Su paralaje (utilizando datos de Gaia DR2) lo sitúa a una distancia de 102 pársecs (o 333 años luz) de la Tierra, que se encuentra dentro de la vecindad solar local. ^[159]^[160]

Un artículo de 2021 estudió discos circunestelares alrededor de enanas marrones en asociaciones estelares que tienen unos pocos millones de años y se encuentran a entre 140 y 200 pársecs de distancia. Los investigadores descubrieron que estos discos no tienen la masa suficiente para formar planetas en el futuro. Hay evidencia en estos discos que podría indicar que la formación de planetas comienza en etapas más tempranas y que los planetas ya están presentes en estos discos. La evidencia de la evolución del disco incluye una masa del disco decreciente con el tiempo, crecimiento de granos de polvo y sedimentación de polvo. ^[161] Los discos alrededor de las enanas marrones suelen tener un radio inferior a 40 unidades astronómicas , pero tres discos en la nube molecular más distante de Tauro tienen un radio superior a 70 au y se resolvieron con ALMA . Estos discos más grandes son capaces de formar planetas rocosos con una masa > 1 ME . ^[162] También hay enanas marrones con discos en asociaciones de más de unos pocos millones de años, ^[163] lo que podría ser evidencia de que los discos alrededor de las enanas marrones necesitan más tiempo para disiparse. Especialmente los discos antiguos (>20 Myrs) a veces se denominan discos de Peter Pan . Actualmente 2MASS J02265658-5327032 es la única enana marrón conocida que tiene un disco de Peter Pan. ^[164]

La enana marrón Cha 110913−773444 , ubicada a 500 años luz de distancia en la constelación de Camaleón, puede estar en proceso de formar un sistema planetario en miniatura. 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 MJ ₎ , y si formara un sistema planetario, sería el objeto más pequeño conocido que tuviera uno. ^[165]

Planetas alrededor de enanas marrones

Según la definición de trabajo de la IAU (de agosto de 2018), un exoplaneta puede orbitar una enana marrón. Requiere una masa inferior a 13 MJ y una relación de masa _de M/M _central <2/(25+√621). _{Esto significa que un objeto con una masa de} hasta 3,2 MJ alrededor _de una enana marrón con una masa de 80 MJ se considera un planeta. También significa que un objeto con una masa de hasta 0,52 _MJalrededor _de una enana marrón con una masa de 13 MJ se considera un planeta. ^[167]

Los objetos de masa planetaria súper Júpiter 2M1207b , 2MASS J044144 y Oph 98 B que orbitan enanas marrones a grandes distancias orbitales pueden haberse formado por colapso de nubes en lugar de acreción y, por lo tanto, pueden ser subenanas 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 una enana marrón ( ChaHα8 ) a una distancia orbital pequeña 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 menos. ^[168]^[169] 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. ^[170]

Es probable que los planetas alrededor de enanas marrones sean planetas con carbono y sin agua. ^[171]

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 debajo de la Tierra mediante el método de tránsito. ^[172] JWST podría potencialmente detectar planetas más pequeños. Las órbitas de los planetas y lunas del sistema solar a menudo se alinean con la orientación de la estrella/planeta anfitrión que orbitan. Suponiendo que la órbita de un planeta está alineada con el eje de rotación de una enana marrón o de un objeto de masa planetaria , la probabilidad de tránsito geométrico de un objeto similar a Io se puede calcular con la fórmula cos(79,5°)/cos( inclinación ). ^[173] La inclinación se estimó para varias enanas marrones y objetos de masa planetaria. SIMP 0136, por ejemplo, tiene una inclinación estimada de 80°±12. ^[174] Suponiendo el límite inferior de i≥68° para SIMP 0136, esto da como resultado una probabilidad de tránsito de ≥48,6% para los planetas cercanos. Sin embargo, no se sabe qué tan comunes son los planetas cercanos alrededor de enanas marrones y podrían ser más comunes en objetos de menor masa, ya que el tamaño de los discos parece disminuir con la masa. ^[161]

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 (se fusionan durante como máximo 10 millones de años). ). Las órbitas allí tendrían que tener una excentricidad extremadamente baja (del orden de 10 elevado a menos 6) para evitar fuertes fuerzas de marea que desencadenarían un efecto invernadero descontrolado en los planetas, volviéndolos inhabitables. Tampoco habría lunas. ^[175]

Enanas marrones superlativas

En 1984, algunos astrónomos postularon que el Sol podría estar orbitado por una enana marrón no detectada (a veces denominada Némesis ) que podría interactuar con la nube de Oort tal como lo hacen las estrellas que pasan . Sin embargo, esta hipótesis ha caído en desgracia. ^[176]

Tabla de primicias

Tabla de extremos

Galería

Ilustración de una enana marrón ^[197]

Ver también

Fusor (astronomía)
Desierto de enanas marrones : rango teorizado de órbitas alrededor de una estrella dentro de las cuales las enanas marrones no pueden existir como objetos acompañantes.
Enana azul (etapa de enana roja) : clase hipotética de estrella que se desarrolla a partir de una enana roja.
Materia oscura : forma hipotética de materia que interactúa con la gravedad, pero no con la luz o el campo electromagnético.
Exoplaneta – Planeta fuera del Sistema Solar
Estelificación
WD 0032-317b
Lista de enanas marrones

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enlaces externos

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Detalles

Una lista actual de enanas L y T
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I. Páginas de Neill Reid en el Space Telescope Science Institute :
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- Características de temperatura y masa de enanas de baja temperatura.
Se observa la primera radiografía de una enana marrón, Spaceref.com, 2000
Montes, David; “Enanas marrones y enanas ultrafrías (finales de M, L, T)”, UCM
Clima salvaje: lluvia de hierro en estrellas fallidas: los científicos están investigando patrones climáticos sorprendentes en enanas marrones, Space.com, 2006
Detectives enanas marrones de la NASA Archivado el 17 de octubre de 2014 en Wayback Machine —Información detallada en sentido simplificado
Brown Dwarfs: sitio web con información general sobre las enanas marrones (tiene muchas impresiones artísticas detalladas y coloridas)

Estrellas

Estadísticas e historia de Cha Halfha 1
"Un censo de enanas marrones observadas" (no todas confirmadas), 1998
Luhman, Kevin L.; Adame, Lucía; d'Alessio, Paola; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee; Megeath, Santo Tomás; Fazio, Giovanni G. (2005). "Descubrimiento de una enana marrón de masa planetaria con un disco circunestelar". La revista astrofísica . 635 (1): L93-L96. arXiv : astro-ph/0511807 . Código Bib : 2005ApJ...635L..93L. doi :10.1086/498868. S2CID 11685964.
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