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. [5] [6] Como las enanas marrones no experimentan una fusión de hidrógeno estable, se enfrían con el tiempo, pasando progresivamente por tipos espectrales posteriores a medida que envejecen.
Su nombre no proviene del color de la luz que emiten, sino de su tamaño intermedio entre las estrellas enanas blancas y los planetas "oscuros". A simple vista, las enanas marrones aparecerían en diferentes colores dependiendo de su temperatura. [5] Las más cálidas son posiblemente anaranjadas o rojas, [7] mientras que las enanas marrones más frías probablemente aparecerían magenta o negras al ojo humano. [5] [8] Las enanas marrones pueden ser completamente convectivas , sin capas ni diferenciación química por profundidad. [9]
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, emitiendo la mayor parte de su luz en el infrarrojo . Sin embargo, con el advenimiento 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 unos 6,5 años luz (2,0 parsecs ) del Sol. Luhman 16 es el tercer sistema más cercano al Sol después de Alpha Centauri y la estrella de Barnard .
Historia
El objeto más pequeño es Gliese 229B, de unas 20 a 50 veces la masa de Júpiter, que orbita alrededor de la estrella Gliese 229. Se encuentra en la constelación de Lepus , a unos 19 años luz de la Tierra.
Teoría temprana
Planetas, enanas marrones, estrellas (no a escala)
Los objetos ahora llamados "enanas marrones" fueron teorizados por Shiv S. Kumar en la década de 1960 y originalmente se los llamó enanas negras , [10] una clasificación para los 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 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 planetarios y subestelares . En 1975, Jill Tarter sugirió el término "enana marrón", utilizando "marrón" como un color aproximado. [7] [11] [12]
El término "enana negra" todavía se refiere a una enana blanca que se ha enfriado hasta el punto de no emitir cantidades significativas de luz. Sin embargo, se calcula que el tiempo necesario para que incluso la enana blanca de menor masa se enfríe hasta esta temperatura es mayor que la edad actual del universo; por lo tanto, se espera que tales objetos aún no existan. [13]
El descubrimiento de la combustión del deuterio hasta 0,013 M ☉ (13,6 M J ) 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 tela de juicio 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 IR terrestres eran demasiado imprecisos en ese momento para identificar fácilmente a las enanas marrones.
Desde entonces, se han llevado a cabo numerosas búsquedas de estos objetos por diversos métodos, entre los que se incluyen estudios de imágenes multicolores de estrellas de campo, estudios de imágenes de estrellas compañeras débiles de enanas de la secuencia principal y enanas blancas , estudios de cúmulos de estrellas jóvenes y monitoreo de la velocidad radial de estrellas compañeras cercanas.
GD 165B y clase L
Durante muchos años, los esfuerzos por descubrir enanas marrones fueron infructuosos. Sin embargo, en 1988, en una búsqueda infrarroja de enanas blancas, se encontró una débil compañera de la estrella enana blanca GD 165. 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 clasificarse como un objeto mucho más frío que las últimas enanas M conocidas hasta entonces. GD 165B siguió siendo única 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 se reconoce como el prototipo de una clase de objetos ahora llamados "enanas L". [17] [18]
Aunque el descubrimiento de la enana más fría fue muy significativo en su momento, se debatió si GD 165B sería clasificada como una enana marrón o simplemente una estrella de muy baja masa, porque observacionalmente es muy difícil distinguir entre las dos. [ cita requerida ]
Poco después del descubrimiento de GD 165B, se informó de otros candidatos a enanas marrones. Sin embargo, la mayoría no estuvo a la altura de su candidatura, porque la ausencia de litio demostró que eran objetos estelares. Las estrellas verdaderas queman su litio en un período de poco más de 100 millones de años , mientras que las enanas marrones (que pueden, de manera confusa, tener temperaturas y luminosidades similares a las de las estrellas verdaderas) no lo hacen. Por lo tanto, la detección de litio en la atmósfera de un objeto con más de 100 millones de años garantiza que se trata de una enana marrón.
Gliese 229B y clase T
La primera enana marrón de clase "T" fue descubierta en 1994 por los astrónomos de Caltech Shrinivas Kulkarni , Tadashi Nakajima, Keith Matthews y Rebecca Oppenheimer , [19] y los científicos de Johns Hopkins Samuel T. Durrance y David Golimowski. Se confirmó en 1995 que era una compañera subestelar de Gliese 229. Gliese 229b es uno de los dos primeros casos de evidencia clara de una enana marrón, junto con Teide 1. Confirmada en 1995, ambas fueron identificadas por la presencia de la línea de litio de 670,8 nm. Se descubrió que esta última tenía una temperatura y luminosidad muy por debajo del rango estelar.
Su espectro cercano al infrarrojo exhibió claramente una banda de absorción de metano a 2 micrómetros, una característica que anteriormente sólo se había observado en las atmósferas de planetas gigantes y en la de la luna Titán de Saturno . La absorción de metano no se espera 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. [20] Este objeto, encontrado en el cúmulo abierto de las Pléyades , recibió el nombre de Teide 1. El artículo sobre el descubrimiento fue enviado a Nature en mayo de 1995 y publicado el 14 de septiembre de 1995. [21] [22] Nature destacó "Enanas marrones descubiertas, oficial" en la portada de ese número.
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 del Roque de los Muchachos (La Palma). La distancia, composición química y edad de Teide 1 se pudo establecer debido a su pertenencia al joven cúmulo estelar de las Pléyades. Utilizando los modelos de evolución estelar y subestelar más avanzados en ese momento, el equipo estimó para Teide 1 una masa de 55 ± 15 M J , [23] que está por debajo del límite de masa estelar. El objeto se convirtió en una referencia en posteriores trabajos relacionados con las enanas marrones jóvenes.
En teoría, una enana marrón de menos de 65 M J no puede quemar litio mediante fusión termonuclear en ningún momento de su evolución. Este hecho es uno de los principios de prueba del litio que se utilizan para juzgar la naturaleza subestelar de los cuerpos astronómicos de baja luminosidad y baja temperatura superficial.
Los datos espectrales de alta calidad obtenidos por el telescopio Keck 1 en noviembre de 1995 mostraron que Teide 1 aún conservaba 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 de litio .
Durante algún tiempo, Teide 1 fue el objeto más pequeño conocido fuera del Sistema Solar que había sido identificado mediante observación directa. Desde entonces, se han identificado más de 1.800 enanas marrones, [24] incluso algunas muy cercanas a la Tierra, como Epsilon Indi Ba y Bb, una pareja de enanas marrones ligadas gravitacionalmente a una estrella similar al Sol a 12 años luz del Sol, [25] y Luhman 16, un sistema binario de enanas marrones a 6,5 años luz del Sol.
El mecanismo estándar para el nacimiento de estrellas es a través del colapso gravitacional de una nube interestelar fría 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 el colapso continúe. Finalmente, 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, lo que ralentiza la contracción, hasta que las condiciones son lo suficientemente cálidas y densas para que se produzcan reacciones termonucleares en el núcleo de la protoestrella . Para una estrella típica, la presión de gas y radiación generada por las reacciones de fusión termonuclear dentro de su núcleo 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 una estrella de secuencia principal.
Sin embargo, si la masa inicial [26] de la protoestrella es menor que aproximadamente 0,08 M ☉ , [27] 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 cuántica de electrones . Según los modelos del interior de las enanas marrones, se espera que las condiciones típicas en el núcleo para la densidad, la temperatura y la presión sean las siguientes:
Esto significa que la protoestrella no es lo suficientemente masiva ni 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 enana marrón que simplemente se enfría irradiando su energía térmica interna. Nótese que, en principio, es posible que una enana marrón acumule masa lentamente por encima del límite de combustión de hidrógeno sin iniciar la fusión de hidrógeno. Esto podría suceder a través de la transferencia de masa en un sistema binario de enanas marrones. [26]
Enanas marrones de alta masa versus estrellas de baja masa
El litio está presente generalmente en las enanas marrones y no en las estrellas de baja masa. Las estrellas, que alcanzan la alta temperatura necesaria para la fusión del hidrógeno, agotan rápidamente su litio. Se produce la fusión del litio-7 y un protón , lo que produce dos núcleos de helio-4 . La temperatura necesaria para esta reacción es apenas inferior a la necesaria para la fusión del hidrógeno. La convección en las estrellas de baja masa garantiza que el litio en todo el volumen de la estrella se agote con el tiempo. Por lo tanto, la presencia de la línea espectral de litio en una candidata a enana marrón es un fuerte indicador de que se trata de un objeto subestelar.
La prueba del litio
El uso del litio para distinguir candidatos a enanas marrones de estrellas de baja masa se conoce comúnmente como la 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 fusionarlo 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 MJ pueden quemar su litio cuando tienen 500 millones de años; [28] por lo tanto, 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 muy largos de tiempo, sus atmósferas puedan acumular cantidades observables de metano , que no se puede formar en objetos más calientes. Entre las enanas confirmadas de esta manera se encuentra Gliese 229 B.
Nubes de hierro, silicato y sulfuro
Las estrellas de la secuencia principal se enfrían, pero finalmente alcanzan una luminosidad bolométrica mínima que pueden mantener mediante una fusión constante. Esta luminosidad varía de una estrella a otra, pero generalmente es al menos el 0,01 % de la del Sol. [ cita requerida ] Las enanas marrones se enfrían y se oscurecen de manera constante a lo largo de su vida; las enanas marrones lo suficientemente viejas serán demasiado débiles para ser detectables.
Modelos de nubes para las enanas marrones de tipo T tempranas SIMP J0136+09 y 2MASS J2139+02 (dos paneles de la izquierda) y la enana marrón de tipo T tardía 2M0050–3322.
Las nubes se utilizan para explicar el debilitamiento de la línea espectral de 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 visión de las capas inferiores que aún contienen FeH. El fortalecimiento posterior de este compuesto químico a temperaturas más frías de las enanas T medias y tardías se explica por las nubes perturbadas que permiten que un telescopio observe las capas más profundas de la atmósfera que aún contienen FeH. [29] Las enanas L/T jóvenes (L2-T4) muestran una alta variabilidad , que podría explicarse con nubes, puntos calientes, auroras impulsadas magnéticamente o inestabilidades termoquímicas . [30] Las nubes de estas enanas marrones se explican como nubes de hierro con espesor variable o una capa de nubes de hierro gruesa inferior y una capa de nubes de silicato superior . Esta capa de nubes de silicato superior puede estar formada por cuarzo , enstatita , corindón y/o fosterita . [31] [32] Sin embargo, no está claro si las nubes de silicato son siempre necesarias para los objetos jóvenes. [33] La absorción de silicato se puede observar directamente en el infrarrojo medio a 8 a 12 μm. Las observaciones con Spitzer IRS han demostrado que la absorción de silicato es común, pero no ubicua, para los enanos L2-L8. [34] Además, MIRI ha observado la absorción de silicato en el compañero de masa planetaria VHS 1256b . [35]
La lluvia de hierro como parte de los procesos de convección atmosférica solo es posible en las enanas marrones, no en las estrellas pequeñas. La investigación espectroscópica sobre la lluvia de hierro aún está en curso, pero no todas las enanas marrones siempre tendrán esta anomalía atmosférica. En 2013, se obtuvo una imagen de una atmósfera heterogénea que contenía hierro alrededor del componente B en el cercano sistema Luhman 16. [36]
En el caso de las enanas marrones de tipo T tardías, solo se llevaron a cabo unas pocas búsquedas de variables. Se predice que en las enanas marrones de tipo T tardías se formarán capas de nubes delgadas a partir de cromo y cloruro de potasio , así como de varios sulfuros . Estos sulfuros son sulfuro de manganeso , sulfuro de sodio y sulfuro de cinc . [37] 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 de nubes superiores podrían explicar por qué las bandas de metano y vapor de agua son variables. [38]
A las temperaturas más bajas de la enana Y WISE 0855-0714, capas irregulares de nubes de sulfuro y hielo de agua podrían cubrir el 50% de la superficie. [39]
Enanas marrones de baja masa versus planetas de alta masa
Un concepto artístico de la enana marrón alrededor de la estrella HD 29587 , una compañera conocida como HD 29587 b , que se estima que tiene unas 55 masas de Júpiter.
Al igual que las estrellas, las enanas marrones se forman de forma independiente, pero, a diferencia de ellas, carecen de masa suficiente para "encender" la fusión de hidrógeno. Como todas las estrellas, pueden aparecer solas o muy cerca de otras estrellas. Algunas orbitan alrededor de estrellas y pueden, como los planetas, tener órbitas excéntricas.
Ambigüedades en cuanto a tamaño y consumo de combustible
Las enanas marrones tienen aproximadamente el mismo radio que Júpiter. En el extremo superior de su rango de masas ( 60–90 M J ), el volumen de una enana marrón está gobernado principalmente por la presión de degeneración de electrones , [40] como en las enanas blancas; en el extremo inferior del rango ( 10 M J ), su volumen está gobernado principalmente por la presión de Coulomb , como en los planetas. El resultado neto es que los radios de las enanas marrones varían solo 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 combustión del hidrógeno (0,080 ± 0,008 M ☉ ), lo que sugiere que desde esta perspectiva las enanas marrones son simplemente planetas joviales de gran masa. [41] Esto puede dificultar su distinción de los planetas.
Además, muchas enanas marrones no experimentan fusión; incluso aquellas en el extremo superior del rango de masa (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 las enanas marrones. Algunas 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 los 1000 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. [42] [43] Los cuatro planetas gigantes tienen sus propios sistemas "planetarios", en forma de extensos sistemas lunares.
Norma actual de la UAI
Actualmente, la Unión Astronómica Internacional considera que un objeto con una masa superior a 13 M J (la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio) es una enana marrón, mientras que un objeto con una masa inferior a esa (y que orbita una estrella o un remanente estelar) se considera un planeta. La masa mínima necesaria para provocar la combustión sostenida del hidrógeno (unos 80 M J ) constituye el límite superior de la definición. [3] [44]
También se debate si las enanas marrones se definirían mejor por su proceso de formación en lugar de por los límites teóricos de masa basados en reacciones de fusión nuclear. [5] 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 PSO J318.5−22 , tienen masas inferiores a 13 M J y, como resultado, a veces se los denomina objetos de masa planetaria 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 valor de corte de 13 masas de Júpiter es una regla empírica más que una cantidad con significado físico preciso. Los objetos más grandes quemarán la mayor parte de su deuterio y los más pequeños quemarán solo una pequeña cantidad, y el valor de 13 masas de Júpiter se encuentra en algún punto intermedio. [45] La cantidad de deuterio quemado también depende en cierta medida de la composición del objeto, específicamente de la cantidad de helio y deuterio presente y de la fracción de elementos más pesados, que determina la opacidad atmosférica y, por lo tanto, la tasa de enfriamiento radiativo. [46]
En 2011, la Enciclopedia de Planetas Extrasolares incluyó objetos de hasta 25 masas de Júpiter, diciendo: "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". [47] En 2016, este límite se aumentó a 60 masas de Júpiter, [48] basándose en un estudio de las relaciones masa-densidad. [49]
El Exoplanet Data Explorer incluye objetos de hasta 24 masas de Júpiter con el aviso: "La distinción de 13 masas de Júpiter por parte del 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 a la ambigüedad de sen i ". [50] El Archivo de Exoplanetas de la NASA incluye objetos con una masa (o masa mínima) igual o menor a 30 masas de Júpiter. [51]
Enana submarrón
Comparación del tamaño entre el Sol , una enana submarrón joven y Júpiter . A medida que la enana submarrón envejece, se enfriará y se encogerá gradualmente.
Algunos investigadores los llaman planetas que flotan libremente, [53] mientras que otros los llaman enanas marrones de masa planetaria. [54]
Papel de otras propiedades físicas en la estimación de la masa
Aunque 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 la 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 deberían retener un rango de luminosidades dependiendo de la masa. [55] Sin la edad y la luminosidad, una estimación de la masa es difícil; por ejemplo, una enana marrón de tipo L podría ser una enana marrón vieja con una masa alta (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 de subenana marrón , incluso para estimaciones de edad relativamente altas. [56] 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 . [57] La estimación de la edad se puede hacer de dos maneras. O bien 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 estelar o asociación ), donde las estimaciones de edad son más fáciles de obtener. Una enana marrón muy joven que se estudió más a fondo con este método es 2M1207 y su compañera 2M1207b . Con base en la ubicación, el movimiento propio y la firma espectral, se determinó que este objeto pertenece a la asociación TW Hydrae de ~8 millones de años , y se determinó que la masa de la secundaria era de 8 ± 2 M J , por debajo del límite de combustión del deuterio . [58] Un ejemplo de una edad muy antigua obtenida por el método de co-movimiento es el binario enana marrón + enana blanca COCONUTS-1, estimándose que la enana blanca es7.3+2,8 -1,6mil millones de años . En este caso, la masa no se estimó con la edad derivada, pero el movimiento conjunto proporcionó una estimación precisa de la distancia, utilizando la paralaje de Gaia . Utilizando esta medida, los autores calcularon el radio, que luego se utilizó para estimar la masa de la enana marrón como15.4+0,9 -0,8M. J. [59 ]
Observaciones
Clasificación de las enanas marrones
Clase espectral M
Visión del artista de un enano de finales de la era M
Se trata de enanas marrones con una clase espectral de M5.5 o posterior; también se denominan enanas de tipo M tardío. Algunos científicos las consideran enanas rojas . [ cita requerida ] 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 , la enana marrón de tipo M más cercana.
Clase espectral L
Concepto artístico de un enano 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 compañera fría 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 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 bandas de emisión de hidruro metálico ( FeH , CrH , MgH , CaH ) y líneas atómicas prominentes de metales alcalinos (Na, K, Rb, Cs). En 2013 [actualizar]se habían identificado más de 900 enanas L, [24] la mayoría mediante sondeos de campo amplio: el Two Micron All Sky Survey ( 2MASS ), el Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) y el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Esta clase espectral también contiene las estrellas más frías de la secuencia principal (> 80 M J ), que tienen clases espectrales L2 a L6. [60]
Clase espectral T
Concepto artístico de una enana T
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 ), una característica que en el Sistema Solar se encuentra solo en los planetas gigantes y Titán . La absorción inducida por colisión (CIA) de CH 4 , H 2 O e hidrógeno molecular (H 2 ) le da a Gliese 229B colores azules de infrarrojo cercano. Su espectro óptico rojo de 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 banda H y K. En 2013 [actualizar], se conocían 355 enanas T. [24] 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 a la percepción visual humana no es marrón, sino magenta . [61] [62] Las primeras observaciones limitaron la distancia a la que se podían observar las enanas T. Se han detectado enanas marrones de clase T, como WISE 0316+4307 , a más de 100 años luz del Sol. Las observaciones con el JWST han detectado enanas T como UNCOVER-BD-1 a hasta 4500 parsec de distancia del Sol.
Clase espectral Y
Visión del artista de un enano 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 ha asignado 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 . [63] Los espectros de estos objetos tienen picos de absorción alrededor de 1,55 micrómetros. [63] Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción de amoníaco y que esto debería tomarse como un indicador de la transición T–Y, lo que hace que estos objetos sean de tipo Y0. [63] [64] Sin embargo, la característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano , [63] y otros autores han afirmado que la asignación de la clase Y0 es prematura. [65]
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 asociadas a colores visibles.
La primera distribución espectral de energía del JWST de una enana Y fue capaz de observar varias bandas de moléculas en la atmósfera de la enana Y0 WISE 0359−5401 . Las observaciones cubrieron espectroscopía de 1 a 12 μm y fotometría a 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 amoniaco (NH 3 ) fueron detectadas en WISE 0359−5401. Muchas de estas características habían sido observadas antes en esta enana Y y en enanas T más cálidas por otros observatorios, pero el JWST fue capaz de observarlas en un único 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 (a 4,5–5,0 μm) y dióxido de carbono (a 4,2–4,35 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 a 5,5–7,1 μm. En longitudes de onda más largas de 8,5–12 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. [66]
Papel de la mezcla vertical
Principales vías químicas que unen el monóxido de carbono y el metano. Los radicales de vida corta están marcados con un punto. Tomado de Zahnle y Marley [67]
En la atmósfera dominada por el hidrógeno de las enanas marrones existe un equilibrio químico entre el monóxido de carbono y el metano . El monóxido de carbono reacciona con las moléculas de hidrógeno y forma metano e hidroxilo en esta reacción. El radical hidroxilo podría reaccionar más tarde con el hidrógeno y formar moléculas de agua. En la otra dirección de la reacción, el metano reacciona con el hidroxilo 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 presión más alta, 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 capas inferiores de la atmósfera y que el monóxido de carbono suba desde estas capas inferiores y más calientes. El monóxido de carbono tarda en reaccionar de nuevo en metano debido a una barrera de energía que impide la ruptura de los enlaces CO . Esto obliga a que la atmósfera observable de una enana marrón esté en un desequilibrio químico. La transición L/T se define principalmente con la transición de una atmósfera dominada por monóxido de carbono en enanas L a una atmósfera dominada por metano en enanas T. Por lo tanto, la cantidad de mezcla vertical puede empujar 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 exoplanetas gigantes. Esto empuja la transición L/T a temperaturas más bajas para exoplanetas gigantes. Para enanas marrones esta transición ocurre alrededor de 1200 K. El exoplaneta HR 8799c , por otro lado, no muestra metano, a pesar de tener una temperatura de 1100 K. [67]
La transición entre enanas T e Y se define a menudo como 500 K debido a la falta de observaciones espectrales de estos objetos fríos y débiles. [68] 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 . [68] La mezcla vertical, las nubes, la metalicidad, la fotoquímica , los relámpagos , los choques de impacto y los catalizadores metálicos podrían influir en la temperatura a la que ocurre la transición L/T y T/Y. [67]
Características secundarias
Las enanas marrones jóvenes tienen gravedades superficiales bajas porque tienen radios mayores y masas menores que las estrellas de campo de tipo espectral similar. Estas fuentes se indican con una letra beta (β) para gravedad superficial intermedia o gamma (γ) para gravedad superficial baja. Los indicadores de gravedad superficial baja incluyen líneas débiles de CaH, KI y Na I, así como una línea VO fuerte. [71] Alfa (α) denota gravedad superficial normal y generalmente se omite. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se denota con un delta (δ). [73] El sufijo "pec" significa "peculiar"; este sufijo aún se usa para otras características que son inusuales y resume diferentes propiedades, lo que indica baja gravedad superficial, subenanas y sistemas binarios sin resolver. [74] El prefijo sd significa subenana y solo incluye subenanas frías. Este prefijo indica una baja metalicidad y propiedades cinemáticas que son más similares a las estrellas de halo que a las estrellas de disco . [70] Las subenanas aparecen más azules que los objetos del disco. [75] El sufijo rojo describe objetos de color rojo, pero de mayor edad. Esto no se interpreta como una gravedad superficial baja, sino como un alto contenido de polvo. [72] [73] El sufijo azul describe objetos con colores azules en el infrarrojo cercano que no se pueden explicar con una baja metalicidad. Algunos se explican como sistemas binarios L+T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550 y se explican con nubes delgadas y/o de grano grande. [73]
Propiedades espectrales y atmosféricas de las enanas marrones
Ilustración artística de la estructura interna de una enana marrón. Las capas de nubes a determinadas profundidades están desplazadas como resultado del desplazamiento de capas.
La mayor parte del flujo emitido por las enanas L y T se encuentra en el rango de infrarrojo cercano de 1 a 2,5 micrómetros. Las temperaturas bajas y decrecientes a lo largo de la secuencia de enanas M tardías, -L y -T dan como resultado un espectro de infrarrojo cercano rico que contiene una amplia variedad de características, desde líneas relativamente estrechas de especies atómicas neutras hasta bandas moleculares anchas, todas las cuales tienen diferentes dependencias de la temperatura, la gravedad y la metalicidad . Además, estas condiciones de baja temperatura favorecen la condensación a partir del estado gaseoso y la formación de granos.
Viento medido (Spitzer ST; Artist Concept; 9 de abril de 2020) [76]
Las atmósferas típicas de las enanas marrones conocidas varían en temperatura desde 2200 hasta750 K. [61] En comparación con las estrellas, que se calientan mediante 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. Hay algunas evidencias de que el enfriamiento de las enanas marrones se ralentiza en la transición entre las clases espectrales L y T (alrededor de 1000 K). [77]
Las observaciones de candidatos conocidos a enanas marrones han revelado un patrón de aumento y disminución de brillo de las emisiones infrarrojas que sugiere patrones de nubes relativamente fríos y opacos que ocultan un interior cálido agitado por vientos extremos. Se cree que el clima en estos cuerpos es extremadamente fuerte, comparable a las famosas tormentas de Júpiter, pero muy superior.
El 8 de enero de 2013, los astrónomos, utilizando los telescopios espaciales Hubble y Spitzer de la NASA , exploraron 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 planetas impulsadas por el viento. La nueva investigación es un paso hacia una mejor comprensión no solo de las enanas marrones, sino también de las atmósferas de los planetas más allá del Sistema Solar. [78]
En abril de 2020, los científicos informaron haber registrado velocidades del viento de +650 ± 310 metros por segundo (hasta 1450 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 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. [79]
Se han utilizado telescopios sensibles equipados con dispositivos de carga acoplada (CCD) para buscar objetos débiles en cúmulos estelares distantes, incluido Teide 1.
Las búsquedas de campo amplio han identificado objetos débiles individuales, como Kelu-1 (a 30 años luz de distancia).
Las enanas marrones suelen descubrirse en los estudios para descubrir exoplanetas . Los métodos de detección de exoplanetas también funcionan para las enanas marrones, aunque estas últimas son mucho más fáciles de detectar.
Las enanas marrones pueden ser potentes emisoras de emisiones 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. [80] La detección de emisiones de radio de las enanas marrones permite medir directamente la intensidad de sus campos magnéticos.
Se verifica la primera enana marrón de metano. Se descubre Gliese 229B orbitando alrededor de la enana roja Gliese 229 A (a 20 años luz de distancia) utilizando un coronógrafo de óptica adaptativa para agudizar las imágenes del telescopio reflector de 60 pulgadas (1,5 m) del Observatorio Palomar en el Monte Palomar del Sur de California ; la espectroscopia infrarroja de seguimiento realizada con el Telescopio Hale de 200 pulgadas (5,1 m) muestra una abundancia de metano.
1998: Se descubre la primera enana marrón emisora de 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 de una enana marrón. Un equipo de la Universidad de California que vigila LP 944-20 ( 60 M J , a 16 años luz de distancia) a través del Observatorio de rayos X Chandra , detecta una llamarada de dos horas de duración. [81]
27 de julio de 2000: Se detecta la primera emisión de radio (en estado de fulguración y quietud) de una enana marrón. Un equipo de estudiantes del Very Large Array detectó la emisión de LP 944–20. [82]
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. [83]
20 de marzo de 2013: Descubrimiento del sistema enano marrón más cercano: Luhman 16. [84]
25 de abril de 2014: Se descubre la enana marrón más fría conocida. WISE 0855−0714 se encuentra a 7,2 años luz de distancia (el séptimo sistema más cercano al Sol) y tiene una temperatura de entre −48 y −13 °C. [85]
Las llamaradas de rayos X detectadas desde 1999 en enanas marrones sugieren que en su interior hay cambios en los campos magnéticos , similares a los de las estrellas de muy baja masa. Aunque no fusionan hidrógeno en helio en sus núcleos como las estrellas, la energía de la fusión del deuterio y la contracción gravitatoria mantienen calientes sus interiores y generan fuertes campos magnéticos. El interior de una enana marrón se encuentra en un estado de ebullición rápida o convección. 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 campo magnético fuerte y enredado cerca de la superficie. Los campos magnéticos que generaron la llamarada observada por Chandra desde LP 944-20 tienen su origen en el plasma magnetizado turbulento que se encuentra debajo de la "superficie" de la enana marrón.
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. [86] Esta es la primera vez que una enana marrón tan cerca de su(s) estrella(s) madre (estrellas similares al Sol TWA 5A) ha sido resuelta en rayos X. [86] "Nuestros datos de Chandra muestran que los rayos X se originan en el plasma coronal de la enana marrón, que está a unos 3 millones de grados Celsius", dijo Yohko Tsuboi de la Universidad Chuo en Tokio. [86] "Esta enana marrón es tan brillante como el Sol hoy en luz de rayos X, mientras que es cincuenta veces menos masiva que el Sol", dijo Tsuboi. [86] "Esta observación, por lo tanto, plantea la posibilidad de que incluso los planetas masivos podrían emitir rayos X por sí mismos durante su juventud" . [86]
La primera enana marrón que se descubrió que emitía señales de radio fue LP 944-20 , que se observó ya que también es una fuente de emisión de rayos X, y ambos tipos de emisión son firmas de coronas. Aproximadamente el 5-10% de las enanas marrones parecen tener fuertes campos magnéticos y emitir 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 promedio. [87] La potencia de las emisiones de radio de las enanas marrones es aproximadamente constante a pesar de las variaciones en sus temperaturas. [80] Las enanas marrones pueden mantener campos magnéticos de hasta 6 kG de fuerza. [88] 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. [89] 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 provenir de 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 su polaridad. Estas inversiones pueden ser el resultado de un ciclo de actividad magnética de las enanas marrones, similar al ciclo solar . [90]
La primera enana marrón de clase espectral M que se descubrió que emitía ondas de radio fue LP 944-20 , detectada en 2001. La primera enana marrón de clase espectral L que se descubrió que emitía ondas de radio fue 2MASS J0036159+182110 , detectada en 2008. La primera enana marrón de clase espectral T que se descubrió que emitía ondas de radio fue 2MASS J10475385+2124234 . [91] [92] Este último descubrimiento fue significativo ya que reveló que las enanas marrones con temperaturas similares a los exoplanetas podrían albergar fuertes campos magnéticos >1,7 kG. Aunque se realizó una búsqueda sensible de emisión de radio de enanas Y en el Observatorio de Arecibo en 2010, no se detectó ninguna emisión. [93]
Acontecimientos recientes
Una visualización que representa un mapa tridimensional de enanas marrones (puntos rojos) que se han descubierto a 65 años luz del Sol [94]
Las estimaciones de las poblaciones de enanas marrones en el vecindario solar sugieren que puede haber hasta seis estrellas por cada enana marrón. [95] Una estimación más reciente de 2017 que utilizó el cúmulo estelar masivo joven RCW 38 concluyó que la Vía Láctea contiene entre 25 y 100 mil millones de enanas marrones. [96] (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 las 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 a diferentes velocidades (probablemente debido a la rotación diferencial). [97]
En agosto de 2020, los astrónomos descubrieron 95 enanas marrones cerca del Sol a través del proyecto Backyard Worlds: Planet 9. [98]
En 2024, el telescopio espacial James Webb proporcionó el informe meteorológico más detallado hasta el momento sobre dos enanas marrones, que revelaron condiciones "tormentosas". Estas enanas marrones, parte de un sistema estelar binario llamado Luhman 16 descubierto en 2013, están a solo 6,5 años luz de la Tierra y son las enanas marrones más cercanas a nuestro Sol. Los investigadores descubrieron que tienen nubes turbulentas, probablemente formadas por granos de silicato, con temperaturas que oscilan entre los 875 °C (1607 °F) y los 1026 °C (1879 °F). Esto indica que los vientos están arrastrando arena caliente sobre las enanas marrones. Además, se detectaron firmas de absorción de monóxido de carbono, metano y vapor de agua. [99]
Enanas marrones binarias
Sistemas binarios enana marrón-enana marrón
Imágenes de sistemas binarios de enanas marrones tomadas en varias épocas con el telescopio espacial Hubble . El sistema binario Luhman 16 AB (izquierda) está más cerca del Sistema Solar que los otros ejemplos que se muestran aquí.
Las binarias enanas marrones de tipo M, L y T son menos comunes con una masa menor del primario. [100] Las enanas L tienen una fracción binaria de aproximadamente24+6 −2% y la fracción binaria para enanas tardías de T y tempranas de Y (T5-Y0) es de aproximadamente 8 ± 6 %. [101]
Las binarias enanas marrones tienen una mayor proporción de compañeros-anfitriones en el caso de las binarias de menor masa. Las binarias con una estrella de tipo M como estrella primaria tienen, por ejemplo, una amplia distribución 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 disminuye con la masa: las estrellas de tipo M tienen una separación máxima de 3 a 30 unidades astronómicas (UA), las enanas marrones de tipo ML tienen una separación máxima proyectada de 5 a 8 UA y los objetos T5 a Y0 tienen una separación proyectada que sigue una distribución lognormal con una separación máxima de aproximadamente 2,9 UA. [101]
Un ejemplo es el sistema binario de enanas marrones más cercano, Luhman 16 AB, con una enana primaria L7.5 y una separación de 3.5 ua y q=0.85. La separación está en el extremo inferior de la separación esperada para enanas marrones de tipo ML, pero la relación de masas es típica.
No se sabe si la misma tendencia continúa con las enanas Y, porque su tamaño de muestra es muy pequeño. Las binarias enanas Y+Y deberían tener una alta relación de masas q y una baja separación, alcanzando escalas de menos de una ua. [102] En 2023, la enana Y+Y WISE J0336-0143 fue confirmada como una binaria con JWST , con una relación de masas 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. [103]
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, la secundaria pesa el 6% de la masa solar. Esta medida se llama masa dinámica. [104] [105] 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. [106]
El sistema binario ancho 2M1101AB fue el primer sistema binario con una separación mayor a20 UA . El descubrimiento del sistema proporcionó información definitiva sobre la formación de enanas marrones. Anteriormente se pensaba que las enanas marrones binarias anchas no se forman o al menos se rompen a edades de 1 a 10 millones de años . La existencia de este sistema también es incompatible con la hipótesis de la eyección. [107] 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. [108]
Más recientemente se descubrió el sistema binario ancho W2150AB . Tiene una relación de masas y una energía de enlace similares a las de 2M1101AB, pero una edad mayor y se encuentra en una región diferente de la galaxia. Mientras que 2M1101AB se encuentra en una región densamente poblada, el sistema binario W2150AB se encuentra en un campo escasamente separado. Debe haber sobrevivido a cualquier interacción dinámica en su cúmulo estelar natal . El sistema binario también pertenece a unos pocos sistemas binarios L+T que se pueden resolver fácilmente mediante observatorios terrestres. Los otros dos son SDSS J1416+13AB y Luhman 16. [109]
Existen otros sistemas binarios interesantes, como el sistema binario enano marrón eclipsante 2MASS J05352184–0546085 . [110] 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. [111]
Enanas marrones alrededor de estrellas
Las enanas marrones y los planetas masivos en órbitas cercanas (menos de 5 UA) alrededor de estrellas son poco comunes y a veces se las describe como el desierto de enanas marrones. Menos del 1% de las estrellas con la masa del Sol tienen una enana marrón a una distancia de 3 a 5 UA. [112]
Un ejemplo de un sistema binario formado por una estrella y una enana marrón 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. [113]
También hay desacuerdo sobre si algunas enanas marrones de baja masa deben considerarse planetas. El archivo de exoplanetas de la NASA incluye a las enanas marrones con una masa mínima menor o igual a 30 masas de Júpiter como planetas siempre que se cumplan otros criterios (por ejemplo, orbitar alrededor de una estrella). [114] Por otro lado, el Grupo de Trabajo sobre Planetas Extrasolares (WGESP) de la UAI solo considera planetas con una masa inferior a 13 masas de Júpiter. [115]
Sistemas binarios de enanas blancas y enanas marrones
LSPM J0241+2553AB, un binario ancho de enana blanca(A) y enana marrón(B).
Las enanas marrones alrededor de enanas blancas son bastante raras. GD 165 B , el prototipo de las enanas L, es uno de esos sistemas. [116] Estos sistemas pueden ser útiles para determinar la edad del sistema y la masa de la enana marrón. Otras binarias enana blanca-enana marrón son COCONUTS-1 AB (7 mil millones de años), [59] y LSPM J0055+5948 AB (10 mil millones de años), [117] SDSS J22255+0016 AB (2 mil millones de años) [118] WD 0806−661 AB (1.5–2.7 mil millones de años). [119]
Los sistemas con enanas marrones cercanas y bloqueadas por mareas que orbitan alrededor de enanas blancas pertenecen a las binarias de envoltura común posterior o PCEB. Solo se conocen ocho PCEB confirmados que contienen una enana blanca con una compañera enana marrón, incluida WD 0137-349 AB. En la historia pasada de estas binarias cercanas de 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 20 masas de Júpiter se evaporarían durante el engullimiento. [120] [121] 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 . [122] [123] La PCEB podría evolucionar en una estrella variable cataclísmica (CV*) con la enana marrón como donante. [124] Las simulaciones han demostrado que las CV* altamente evolucionadas se asocian principalmente con donantes subestelares (hasta un 80%). [125] Un tipo de CV*, llamado nova enana de tipo WZ Sge, a menudo muestra donantes con una masa cercana al límite de las estrellas de baja masa y las enanas marrones. [126] El binario BW Sculptoris es una nova enana de este tipo con un donante enano 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 70-80 minutos en el que el período aumenta de nuevo. Esto le da a esta etapa evolutiva el nombre de rebotador de período. [125] También podrían existir enanas marrones que se fusionaron con enanas blancas. La nova CK Vulpeculae podría ser el resultado de una fusión de enanas blancas y enanas marrones. [127] [128]
Formación y evolución
El chorro HH 1165 lanzado por la enana marrón Mayrit 1701117 en la periferia exterior del cúmulo sigma Orionis
La etapa más temprana de la formación de enanas marrones se llama proto- o pre-enana marrón. Las proto-enanas marrones son equivalentes de baja masa de protoestrellas (objetos de clase 0/I). Además, los objetos de muy baja luminosidad (VeLLO) que tienen L int ≤0,1-0,2 L ☉ son a menudo proto-enanas marrones. Se encuentran en nubes de formación estelar cercanas . Se conocen alrededor de 67 proto-enanas marrones prometedoras y 26 pre-enanas marrones en 2024. [129] En 2017 solo hay una proto-enana marrón conocida 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 kepleriano. [130] Mayrit 1701117 lanza el chorro HH 1165 de 0,7 años luz de longitud, visto principalmente en azufre ionizado . [131] [132]
Las enanas marrones se forman de manera similar a las estrellas y están rodeadas de discos protoplanetarios , [133] como Cha 110913−773444 . 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. [133] Dada la pequeña masa de los discos de las enanas marrones, la mayoría de los planetas serán planetas terrestres en lugar de gigantes gaseosos. [134] 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 . [135] 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. [134]
Representación artística de la enana marrón W1200-7845
En 2020, el proyecto Disk Detective descubrió la enana marrón más cercana con un disco primordial asociado (disco de clase II), WISEA J120037.79-784508.3 (W1200-7845) , cuando los voluntarios de clasificación notaron su exceso de infrarrojos. El equipo científico la examinó y analizó y descubrió que W1200-7845 tenía una probabilidad del 99,8 % de ser miembro de la asociación de grupos móviles jóvenes ε Chamaeleontis (ε Cha) . Su paralaje (utilizando datos de Gaia DR2) la sitúa a una distancia de 102 parsecs (o 333 años luz) de la Tierra, que se encuentra dentro del vecindario solar local. [136] [137]
Propyds enanas marrones en la Nebulosa de Orión con Hubble y JWST .
Un artículo de 2021 estudió los discos circunestelares alrededor de enanas marrones en asociaciones estelares que tienen unos pocos millones de años y están a entre 140 y 200 parsecs de distancia. Los investigadores descubrieron que estos discos no son lo suficientemente masivos como 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 de disco decreciente con el tiempo, crecimiento de granos de polvo y sedimentación de polvo. [138] También se encontraron dos discos de enanas marrones en absorción y al menos 4 discos se están fotoevaporando por la radiación UV externa en la Nebulosa de Orión . Estos objetos también se denominan proplyds . Proplyd 181−247, que es una enana marrón o estrella de baja masa, está rodeada por un disco con un radio de 30 unidades astronómicas y el disco tiene una masa de 6,2 ± 1,0 M J. [139] Los discos alrededor de enanas marrones suelen tener un radio menor a 40 unidades astronómicas , pero tres discos en la nube molecular de Tauro, más distante, tienen un radio mayor a 70 ua y fueron resueltos con ALMA . Estos discos más grandes son capaces de formar planetas rocosos con una masa >1 M E. [140] También hay enanas marrones con discos en asociaciones más antiguas que unos pocos millones de años, [141] lo que podría ser evidencia de que los discos alrededor de enanas marrones necesitan más tiempo para disiparse. Especialmente los discos viejos (>20 Myrs) a veces son llamados discos de Peter Pan . Actualmente 2MASS J02265658-5327032 es la única enana marrón conocida que tiene un disco de Peter Pan. [142]
La enana marrón Cha 110913−773444 , situada a 500 años luz de distancia en la constelación de Camaleón, puede estar en proceso de formación de 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 M J ), y si formó un sistema planetario, sería el objeto más pequeño conocido en tener uno. [143]
Planetas alrededor de enanas marrones
Impresión artística de un disco de polvo y gas alrededor de una enana marrón [144]
Según la definición de trabajo de la UAI (de agosto de 2018), un exoplaneta puede orbitar una enana marrón. Requiere una masa inferior a 13 M J y una relación de masas de M/M central <2/(25+√621). Esto significa que un objeto con una masa de hasta 3,2 M J alrededor de una enana marrón con una masa de 80 M J se considera un planeta. También significa que un objeto con una masa de hasta 0,52 M J alrededor de una enana marrón con una masa de 13 M J se considera un planeta. [145]
Los objetos de masa planetaria super-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 enanas submarrones en lugar de planetas , lo que se infiere de masas relativamente grandes y órbitas grandes. El primer descubrimiento de una compañera de baja masa orbitando 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. [146] [147] 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. [148]
Es probable que los planetas que giran alrededor de enanas marrones sean planetas de carbono sin agua. [149]
Un estudio de 2017, basado en observaciones con Spitzer , estima que se deben monitorear 175 enanas marrones para garantizar (95 %) al menos una detección de un planeta de tamaño inferior a la Tierra mediante el método de tránsito. [150] El JWST podría detectar planetas más pequeños. Las órbitas de los planetas y las 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 un objeto de masa planetaria , la probabilidad geométrica de tránsito de un objeto similar a Ío se puede calcular con la fórmula cos(79,5°)/cos( inclinación ). [151] La inclinación se estimó para varias enanas marrones y objetos de masa planetaria. SIMP 0136, por ejemplo, tiene una inclinación estimada de 80°±12. [152] Suponiendo el límite inferior de i≥68° para SIMP 0136, esto da como resultado una probabilidad de tránsito de ≥48,6% para planetas cercanos. Sin embargo, no se sabe cuán comunes son los planetas cercanos alrededor de enanas marrones y podrían ser más comunes para objetos de menor masa, ya que los tamaños de los discos parecen disminuir con la masa. [138]
Habitabilidad
Se ha estudiado la habitabilidad de planetas hipotéticos que orbitan enanas marrones. Los modelos informáticos que sugieren las condiciones para que estos cuerpos tengan planetas habitables son muy estrictos: la zona habitable es estrecha, cercana (enana T 0,005 UA) y disminuye con el tiempo, debido al enfriamiento de la enana marrón (se fusionan durante 10 millones de años como máximo). Las órbitas en esa zona 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. [153]
Enanas marrones superlativas
En 1984, algunos astrónomos postularon que alrededor del Sol podría orbitar una enana marrón no detectada (a veces llamada Némesis ) que podría interactuar con la nube de Oort de la misma manera que lo hacen las estrellas que pasan por ella . Sin embargo, esta hipótesis ha caído en desuso. [154]
Desierto de enanas marrones : rango teórico de órbitas alrededor de una estrella dentro del cual las enanas marrones no pueden existir como objetos acompañantes
^ Sorahana, Satoko; Yamamura, Issei; Murakami, Hiroshi (2013). "Sobre los radios de las enanas marrones medidos con la espectroscopia de infrarrojo cercano AKARI". The Astrophysical Journal . 767 (1): 77. arXiv : 1304.1259 . Bibcode :2013ApJ...767...77S. doi : 10.1088/0004-637X/767/1/77 . Encontramos que el radio de la enana marrón varía entre 0,64 y 1,13 R J con un radio promedio de 0,83 R J.
^ Boss, Alan; McDowell, Tina (3 de abril de 2001). "¿Son planetas o qué?". Documento sin título . Carnegie Institution of Washington. Archivado desde el original el 28 de septiembre de 2006. Consultado el 31 de marzo de 2022 .
^ abc Wethington, Nicholos (6 de octubre de 2008). "Un exoplaneta denso genera una calamidad en la clasificación". Universe Today . Consultado el 31 de marzo de 2022 .
^ Luhman, KL; Oliveira, C. Alves de; Baraffe, I.; Chabrier, G.; Geballe, TR; Parker, RJ; Pendleton, YJ; Tremblin, P. (diciembre de 2023). "Un sondeo del JWST para enanas marrones de masa planetaria en IC 348*". The Astronomical Journal . 167 (1): 19. doi : 10.3847/1538-3881/ad00b7 . hdl : 10871/134911 . ISSN 1538-3881.
^ abcd Burgasser, Adam J. (junio de 2008). «Enanas marrones: estrellas fallidas, superjúpiter» (PDF) . Physics Today . 61 (6). Cambridge, MA: Massachusetts Institute of Technology: 70–71. Bibcode :2008PhT....61f..70B. doi :10.1063/1.2947658. Archivado desde el original (PDF) el 8 de mayo de 2013 . Consultado el 31 de marzo de 2022 – vía American Institute of Physics.
^ Springer, Cham (2014). Joergens, Viki (ed.). 50 años de enanas marrones . Biblioteca de Astrofísica y Ciencia Espacial. Vol. 401. SpringerLink. XI, 168. doi :10.1007/978-3-319-01162-2. eISSN 2214-7985. ISBN978-3-319-01162-2. ISSN 0067-0057 . Consultado el 31 de marzo de 2022 .
^ ab Cain, Fraser (6 de enero de 2009). "Si el marrón no es un color, ¿de qué color son las enanas marrones?" . Consultado el 24 de septiembre de 2013 .
^ Burrows, Adam ; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I. ; Liebert, James (2001). "La teoría de las enanas marrones y los planetas gigantes extrasolares". Reseñas de física moderna . 73 (3): 719–765. arXiv : astro-ph/0103383 . Código Bibliográfico :2001RvMP...73..719B. doi :10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID 204927572.
^ O'Neill, Ian (13 de septiembre de 2011). "Violentas tormentas azotan a una enana marrón cercana". Seeker.com.
^ Kumar, Shiv S. (1962). "Estudio de la degeneración en estrellas muy ligeras". Astronomical Journal . 67 : 579. Bibcode :1962AJ.....67S.579K. doi : 10.1086/108658 .
^ Tarter, Jill (2014), "El marrón no es un color: introducción del término 'enana marrón'", en Joergens, Viki (ed.), 50 años de enanas marrones: de la predicción al descubrimiento y a la vanguardia de la investigación , Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, págs. 19-24, doi :10.1007/978-3-319-01162-2_3, ISBN978-3-319-01162-2
^ Croswell, Ken (1999). Planet Quest: El descubrimiento épico de sistemas solares extraterrestres . Oxford University Press. págs. 118-119. ISBN978-0-192-88083-3.
^ "¿Cuándo se convertirá el Sol en una enana negra?". Astronomy.com . 10 de abril de 2020. Consultado el 2 de mayo de 2022 .
^ Kumar, Shiv S. (1963). "La estructura de las estrellas de muy baja masa". Astrophysical Journal . 137 : 1121. Bibcode :1963ApJ...137.1121K. doi :10.1086/147589.
^ Hayashi, Chushiro ; Nakano, Takenori (1963). "Evolución de estrellas de masas pequeñas en las etapas previas a la secuencia principal". Progreso de la física teórica . 30 (4): 460–474. Código Bibliográfico :1963PThPh..30..460H. doi : 10.1143/PTP.30.460 .
^ Nakano, Takenori (2014), "Evolución de la secuencia preprincipal y la masa mínima de combustión de hidrógeno", en Joergens, Viki (ed.), 50 años de enanas marrones: de la predicción al descubrimiento y a la vanguardia de la investigación , Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, págs. 5-17, doi :10.1007/978-3-319-01162-2_2, ISBN978-3-319-01162-2, Número de identificación del sujeto 73521636
^ Kirkpatrick, J. Davy ; Reid, I. Neill; Liebert, James; Cutri, Roc M.; Nelson, Brant; Beichmann, Charles A. ; Dahn, Conard C.; Monet, David G.; Gizis, John E.; Skrutskie, Michael F. (1999). "Enanas más frías que M: La definición del tipo espectral L usando descubrimientos del sondeo de todo el cielo de 2 micrones (2MASS)" (PDF) . The Astrophysical Journal . 519 (2): 802–833. Bibcode :1999ApJ...519..802K. doi :10.1086/307414. S2CID 73569208.
^ "Los astrónomos anuncian la primera evidencia clara de una enana marrón". STScI . Consultado el 23 de octubre de 2019 .
^ "Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC". Iac.es. Consultado el 16 de marzo de 2013 .
^ Rebolo, Rafael (2014), "Teide 1 y el descubrimiento de las enanas marrones", en Joergens, Viki (ed.), 50 años de enanas marrones: de la predicción al descubrimiento y a la vanguardia de la investigación , Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, pp. 25–50, Bibcode :2014ASSL..401...25R, doi :10.1007/978-3-319-01162-2_4, ISBN978-3-319-01162-2
^ Rebolo, Rafael ; Zapatero-Osorio, María Rosa; Martín, Eduardo L. (septiembre de 1995). "Descubrimiento de una enana marrón en el cúmulo de estrellas de las Pléyades". Naturaleza . 377 (6545): 129-131. Código Bib :1995Natur.377..129R. doi :10.1038/377129a0. S2CID 28029538.
^ Sanguijuela, Kieron; Altieri, Bruno; Metcalfe, Liam; Martín, Eduardo L.; Rebolo, Rafael ; Zapatero-Osorio, María Rosa; Laureijs, René J.; Prusti, Timo; Salamá, Alberto; Siebenmorgen, Ralf; Claes, Pedro; Tranvías, Norman (2000). "Observaciones en el infrarrojo medio de las enanas marrones de las Pléyades Teide 1 y Calar 3". Serie de conferencias ASP . 212 : 82–87. Código Bib : 2000ASPC..212...82L.
^ abc Kirkpatrick, J. Davy ; Burgasser, Adam J. (6 de noviembre de 2012). "Fotometría, espectroscopia y astrometría de enanas M, L y T". DwarfArchives.org . Pasadena, CA: Instituto Tecnológico de California . Consultado el 28 de diciembre de 2012 .(M=536, L=918, T=355, Y=14)
^ McCaughrean, Mark J.; Cerca, Laird M.; Scholz, Ralf-Dieter; Lenzen, Rainer; Biller, Beth A.; Brandner, Wolfgang; Hartung, Markus; Lodieu, Nicolas (enero de 2004). "Epsilon Indi Ba/Bb: la enana marrón binaria más cercana". Astronomía y Astrofísica . 413 (3): 1029-1036. arXiv : astro-ph/0309256 . doi :10.1051/0004-6361:20034292. S2CID 15407249.
^ ab Forbes, John C.; Loeb, Abraham (febrero de 2019), "Sobre la existencia de enanas marrones más masivas que el límite de combustión del hidrógeno", The Astrophysical Journal , 871 (2): 11, arXiv : 1805.12143 , Bibcode :2019ApJ...871..227F, doi : 10.3847/1538-4357/aafac8 , S2CID 119059288, 227
^ Burrows, Adam; Hubbard, WB; Lunine, JI; Liebert, James (julio de 2001). "La teoría de las enanas marrones y los planetas gigantes extrasolares". Reseñas de Física Moderna . 73 (3): 719–765. arXiv : astro-ph/0103383 . Bibcode :2001RvMP...73..719B. doi :10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID 204927572. Por lo tanto, el HBMM en metalicidad solar e Y α = 50,25 es 0,07 – 0,074 M ☉ , ... mientras que el HBMM en metalicidad cero es 0,092 M ☉
^ Kulkarni, Shrinivas R. (30 de mayo de 1997). "Enanas marrones: un posible eslabón perdido entre estrellas y planetas". Science . 276 (5317): 1350–1354. Bibcode :1997Sci...276.1350K. doi :10.1126/science.276.5317.1350.
^ Burgasser, Adam J.; Marley, Mark S.; Ackerman, Andrew S.; Saumon, Didier; Lodders, Katharina; Dahn, Conard C.; Harris, Hugh C.; Kirkpatrick, J. Davy (1 de junio de 2002). "Evidencia de disrupción de nubes en la transición de enanas L/T". The Astrophysical Journal . 571 (2): L151–L154. arXiv : astro-ph/0205051 . Código Bibliográfico :2002ApJ...571L.151B. doi : 10.1086/341343 . ISSN 0004-637X.
^ Vos, Johanna M.; Faherty, Jacqueline K.; Gagné, Jonathan; Marley, Mark; Metchev, Stanimir; Gizis, John; Rice, Emily L.; Cruz, Kelle (1 de enero de 2022). "Dejemos que el gran mundo gire: revelando la naturaleza tormentosa y turbulenta de los análogos de exoplanetas gigantes jóvenes con el telescopio espacial Spitzer". The Astrophysical Journal . 924 (2): 68. arXiv : 2201.04711 . Código Bibliográfico :2022ApJ...924...68V. doi : 10.3847/1538-4357/ac4502 . ISSN 0004-637X.
^ Vos, Johanna M.; Burningham, Ben; Faherty, Jacqueline K.; Alejandro, Sherelyn; Gonzales, Eileen; Calamari, Emily; Bardalez Gagliuffi, Daniella; Visscher, Channon; Tan, Xianyu; Morley, Caroline V.; Marley, Mark; Gemma, Marina E.; Whiteford, Niall; Gaarn, Josefine; Park, Grace (1 de febrero de 2023). "Nubes irregulares de forsterita en las atmósferas de dos análogos de exoplanetas altamente variables". The Astrophysical Journal . 944 (2): 138. arXiv : 2212.07399 . Código Bibliográfico :2023ApJ...944..138V. doi : 10.3847/1538-4357/acab58 . Revista de Ciencias Sociales y Humanidades (1998).
^ Manjavacas, Elena; Karalidi, Theodora; Vos, Johanna M.; Biller, Beth A.; Lew, Ben WP (1 de noviembre de 2021). "Revelando la estructura vertical de las nubes de una enana marrón joven de baja masa, un análogo del exoplaneta β-Pictoris b directamente fotografiado, a través de la variabilidad espectrofotométrica de Keck I/MOSFIRE". The Astronomical Journal . 162 (5): 179. arXiv : 2107.12368 . Bibcode :2021AJ....162..179M. doi : 10.3847/1538-3881/ac174c . ISSN 0004-6256.
^ Temblando, P.; Chabrier, G.; Baraffe, I.; Liu, Miguel. DO.; Magnier, EA; Lagage, P.-O.; Alves de Oliveira, C.; Burgasser, AJ; Amundsen, DS; Drummond, B. (1 de noviembre de 2017). "Atmósferas sin nubes para objetos subestelares jóvenes de baja gravedad". La revista astrofísica . 850 (1): 46. arXiv : 1710.02640 . Código Bib : 2017ApJ...850...46T. doi : 10.3847/1538-4357/aa9214 . ISSN 0004-637X.
^ Suárez, Genaro; Metchev, Stanimir (1 de julio de 2022). "Enanas ultrafrías observadas con el espectrógrafo infrarrojo Spitzer - II. Emergencia y sedimentación de nubes de silicato en enanas L, y análisis de la muestra espectroscópica completa de enanas de campo M5-T9". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 513 (4): 5701–5726. arXiv : 2205.00168 . Código Bibliográfico :2022MNRAS.513.5701S. doi : 10.1093/mnras/stac1205 . ISSN 0035-8711.
^ Miles, Brittany E.; Biller, Beth A.; Patapis, Polychronis; Worthen, Kadin; Rickman, Emily; Hoch, Kielan KW; Skemer, Andrew; Perrin, Marshall D.; Whiteford, Niall; Chen, Christine H.; Sargent, B.; Mukherjee, Sagnick; Morley, Caroline V.; Moran, Sarah E.; Bonnefoy, Mickael (1 de marzo de 2023). "El programa científico de lanzamiento temprano del JWST para observaciones directas de sistemas exoplanetarios II: un espectro de 1 a 20 μm del compañero de masa planetaria VHS 1256-1257 b". The Astrophysical Journal . 946 (1): L6. arXiv : 2209.00620 . Código Bibliográfico :2023ApJ...946L...6M. doi : 10.3847/2041-8213/acb04a . ISSN 0004-637X.
^ Facturador, Beth A.; Crossfield, Ian JM; Mancini, Luigi; Ciceri, Simona; Southworth, Juan; Kopytova, Taisiya G.; Bonnefoy, Mickaël; Diácono, Niall R.; Schlieder, Josué E.; Buenzli, Esther; Brandner, Wolfgang; Allard, Francia; Más hogareño, Derek; Freytag, Bernd; Bailer-Jones, Coryn AL; Greiner, Jochen; Henning, Thomas; Goldman, Bertrand (6 de noviembre de 2013). "Clima en las enanas marrones más cercanas: monitoreo simultáneo de variabilidad de longitudes de onda múltiples resuelto de WISE J104915.57–531906.1AB". Las cartas del diario astrofísico . 778 (1): L10. arXiv : 1310.5144 . Código Bibliográfico :2013ApJ...778L..10B. doi :10.1088/2041-8205/778/1/l10. S2CID 56107487.
^ Morley, Caroline V.; Fortney, Jonathan J.; Marley, Mark S.; Visscher, Channon; Saumon, Didier; Leggett, SK (1 de septiembre de 2012). "Nubes desatendidas en atmósferas enanas T e Y". The Astrophysical Journal . 756 (2): 172. arXiv : 1206.4313 . Bibcode :2012ApJ...756..172M. doi :10.1088/0004-637X/756/2/172. ISSN 0004-637X. S2CID 118398946.
^ Manjavacas, Elena; Karalidi, Theodora; Tan, Xianyu; Vos, Johanna M.; Lew, Ben WP; Biller, Beth A.; Oliveros-Gómez, Natalia (1 de agosto de 2022). "Estructura de la parte superior de la atmósfera y de las nubes verticales de una enana T tardía de rápida rotación". The Astronomical Journal . 164 (2): 65. arXiv : 2206.07566 . Código Bibliográfico :2022AJ....164...65M. doi : 10.3847/1538-3881/ac7953 . ISSN 0004-6256.
^ Faherty, Jacqueline K.; Tinney, CG; Skemer, Andrew; Monson, Andrew J. (1 de septiembre de 2014). "Indicaciones de nubes de agua en la enana marrón más fría conocida". The Astrophysical Journal . 793 (1): L16. arXiv : 1408.4671 . Código Bibliográfico :2014ApJ...793L..16F. doi :10.1088/2041-8205/793/1/L16. ISSN 0004-637X. S2CID 119246100.
^ Chen, Jingjing; Kipping, David (2016). "Predicción probabilística de las masas y radios de otros mundos". The Astrophysical Journal . 834 (1): 17. arXiv : 1603.08614 . Bibcode :2017ApJ...834...17C. doi : 10.3847/1538-4357/834/1/17 . S2CID 119114880.
^ "Los planetas joviales: Urano y Neptuno". Archivado desde el original el 18 de enero de 2012. Consultado el 15 de marzo de 2013 .
^ "Cosmos geniales: planetas y lunas". Archivado desde el original el 21 de febrero de 2019. Consultado el 11 de febrero de 2019 .
^ "Grupo de trabajo sobre planetas extrasolares: definición de un "planeta"". Declaración de posición de la UAI . 2003-02-28. Archivado desde el original el 2014-12-16 . Consultado el 2014-04-28 .
^ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J .; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). "Combustión de deuterio en planetas gigantes masivos y enanas marrones de baja masa formadas por acreción nucleada en el núcleo". The Astrophysical Journal . 770 (2): 120 (13 pp.). arXiv : 1305.0980 . Código Bibliográfico :2013ApJ...770..120B. doi :10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID 118553341.
^ Spiegel, David S.; Burrows, Adam; Milson, John A. (2011). "El límite de masa de combustión de deuterio para enanas marrones y planetas gigantes". The Astrophysical Journal . 727 (1): 57. arXiv : 1008.5150 . Bibcode :2011ApJ...727...57S. doi :10.1088/0004-637X/727/1/57. S2CID 118513110.
^ Schneider, Jean; Dedieu, Cirilo; Le Sidaner, Pierre; Savalle, Renaud; Zolotukhin, Iván (2011). "Definición y catalogación de exoplanetas: la base de datos exoplanet.eu". Astronomía y Astrofísica . 532 (79): A79. arXiv : 1106.0586 . Código Bib : 2011A y A...532A..79S. doi :10.1051/0004-6361/201116713. S2CID 55994657.
^ Schneider, Jean (julio de 2016). "Exoplanetas versus enanas marrones: la visión de CoRoT y el futuro". The CoRoT Legacy Book . p. 157. arXiv : 1604.00917 . doi :10.1051/978-2-7598-1876-1.c038. ISBN978-2-7598-1876-1. Número de identificación del sujeto 118434022.
^ Hatzes, Artie P. ; Rauer, Heike (2015). "Una definición de planetas gigantes basada en la relación masa-densidad". The Astrophysical Journal . 810 (2): L25. arXiv : 1506.05097 . Bibcode :2015ApJ...810L..25H. doi :10.1088/2041-8205/810/2/L25. S2CID 119111221.
^ Criterios de inclusión de exoplanetas en el archivo, Archivo de exoplanetas de la NASA
^ Grupo de trabajo sobre planetas extrasolares – Definición de "planeta" Archivado el 2 de julio de 2012 en Wayback Machine Declaración de posición sobre la definición de "planeta" (IAU)
^ Delorme, Philippe; Gagné, Jonathan; Malo, Lisón; Reylé, Céline; Artigau, Étienne; Albert, Loïc; Forveille, Thierry; Delfosse, Xavier; Allard, Francia; Más hogareño, Derek (diciembre de 2012). "CFBDSIR2149-0403: ¿un planeta flotante libre de 4 a 7 masas de Júpiter en el joven grupo en movimiento AB Doradus?". Astronomía y Astrofísica . 548 : A26. arXiv : 1210.0305 . Código Bib : 2012A y A...548A..26D. doi :10.1051/0004-6361/201219984. S2CID 50935950.
^ Saumon, Didier; Marley, Mark S. (diciembre de 2008). "La evolución de las enanas L y T en diagramas de color-magnitud". Astrophysical Journal . 689 (2): 1327–1344. arXiv : 0808.2611 . Bibcode :2008ApJ...689.1327S. doi :10.1086/592734. ISSN 0004-637X. S2CID 15981010.
^ Marocco, Federico; Kirkpatrick, J. Davy; Meisner, Aaron M.; Caselden, Dan; Eisenhardt, Peter RM; Cushing, Michael C.; Faherty, Jacqueline K.; Gelino, Christopher R.; Wright, Edward L. (2020). "Fotometría infrarroja mejorada y una medición preliminar de paralaje para la enana marrón extremadamente fría CWISEP J144606.62-231717.8". The Astrophysical Journal . 888 (2): L19. arXiv : 1912.07692 . Código Bibliográfico :2020ApJ...888L..19M. doi : 10.3847/2041-8213/ab6201 . S2CID 209386563.
^ Filippazzo, Joseph C.; Rice, Emily L.; Faherty, Jacqueline K .; Cruz, Kelle L.; Van Gordon, Mollie M.; Looper, Dagny L. (septiembre de 2015). "Parámetros fundamentales y distribuciones de energía espectral de objetos jóvenes y de edad de campo con masas que abarcan el régimen estelar y planetario". Astrophysical Journal . 810 (2): 158. arXiv : 1508.01767 . Bibcode :2015ApJ...810..158F. doi :10.1088/0004-637X/810/2/158. ISSN 0004-637X. S2CID 89611607.
^ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Huélamo, Nuria; Mamajek, Eric (marzo de 2007). "El compañero de masa planetaria 2MASS 1207-3932B: temperatura, masa y evidencia de un disco de canto". Revista astrofísica . 657 (2): 1064–1091. arXiv : astro-ph/0610550 . Código Bibliográfico :2007ApJ...657.1064M. doi :10.1086/510877. ISSN 0004-637X. S2CID 17326111.
^ ab Zhang, Zhoujian; Liu, Michael C.; Hermes, James J.; Magnier, Eugene A.; Marley, Mark S.; Tremblay, Pier-Emmanuel; Tucker, Michael A.; Do, Aaron; Payne, Anna V.; Shappee, Benjamin J. (febrero de 2020). "Compañeros geniales en órbitas ultraanchas (COCONUTS). I. Un punto de referencia T4 de alta gravedad alrededor de una enana blanca antigua y un nuevo examen de la dependencia de la gravedad superficial de la transición L/T". The Astrophysical Journal . 891 (2): 171. arXiv : 2002.05723 . Código Bibliográfico :2020ApJ...891..171Z. doi : 10.3847/1538-4357/ab765c . Número de identificación del sujeto 211126544.
^ Inteligente, Richard L.; Bucciarelli, Beatriz; Jones, Hugh RA; Marruecos, Federico; Andrei, Alexandre Humberto; Goldman, Bertrand; Méndez, René A.; d'Ávila, Víctor de A.; Burningham, Ben; Camargo, Julio Ignacio Bueno de; Crosta, María Teresa; Daprá, Mario; Jenkins, James S.; Lachaume, Régis; Lattanzi, Mario G.; Peña, Jucira L.; Pinfield, David J.; da Silva Neto, Darío Nepomuceno; Sozzetti, Alessandro; Vecchiato, Alberto (diciembre de 2018). "Paralaje de objetos extremadamente fríos del sur III: enanas 118 L y T". MNRAS . 481 (3): 3548–3562. arXiv : 1811.00672 . Código Bibliográfico : 2018MNRAS.481.3548S. doi : 10.1093/mnras/sty2520 . ISSN : 0035-8711. S2CID : 119390019.
^ ab Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2001). "La teoría de las enanas marrones y los planetas gigantes extrasolares". Reseñas de Física Moderna . 73 (3): 719–765. arXiv : astro-ph/0103383 . Código Bibliográfico :2001RvMP...73..719B. doi :10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID 204927572.
^ "La visión de un artista sobre los tipos de enanas marrones" Archivado el 17 de noviembre de 2011 en Wayback Machine
^ abcd Leggett, Sandy K.; Cushing, Michael C.; Saumon, Didier; Marley, Mark S.; Roellig, Thomas L.; Warren, Stephen J.; Burningham, Ben; Jones, Hugh RA; Kirkpatrick, J. Davy; Lodieu, Nicolas; Lucas, Philip W.; Mainzer, Amy K.; Martín, Eduardo L.; McCaughrean, Mark J.; Pinfield, David J.; Sloan, Gregory C.; Smart, Richard L.; Tamura, Motohide; Van Cleve, Jeffrey (2009). "Las propiedades físicas de cuatro enanas de ~600 KT". The Astrophysical Journal . 695 (2): 1517–1526. arXiv : 0901.4093 . Código Bibliográfico :2009ApJ...695.1517L. doi :10.1088/0004-637X/695/2/1517. S2CID 44050900..
^ ab Delorme, Philippe; Delfosse, Xavier; Albert, Loïc; Artigau, Étienne; Forveille, Thierry; Reylé, Céline; Allard, Francia; Más hogareño, Derek; Robin, Annie C.; Willott, Chris J.; Liu, Michael C.; Dupuy, Trent J. (2008). "CFBDS J005910.90-011401.3: ¿Alcanzar la transición de enana marrón T – Y?". Astronomía y Astrofísica . 482 (3): 961–971. arXiv : 0802.4387 . Código Bib : 2008A y A...482..961D. doi :10.1051/0004-6361:20079317. S2CID 847552.
^ a B C Burningham, Ben; Pinfield, David J.; Leggett, Sandy K.; Tamura, Motohide; Lucas, Philip W.; Más hogareño, Derek; Day-Jones, Avril; Jones, Hugh RA; Clarke, JRA; Ishii, Miki; Kuzuhara, Masayuki; Lodieu, Nicolás; Zapatero-Osorio, María Rosa; Venemans, Bram Pieter; Mortlock, Daniel J.; Barrado y Navascués, David; Martín, Eduardo L.; Magazzù, Antonio (2008). "Explorando el régimen de temperatura subestelar hasta ~ 550 K". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 391 (1): 320–333. arXiv : 0806.0067 . Código Bib : 2008MNRAS.391..320B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x . S2CID 1438322.
^ Beiler, Samuel A.; Cushing, Michael C.; Kirkpatrick, J. Davy; Schneider, Adam C.; Mukherjee, Sagnick; Marley, Mark S. (1 de julio de 2023). "La primera distribución espectral de energía del JWST de una enana Y". The Astrophysical Journal . 951 (2): L48. arXiv : 2306.11807 . Código Bibliográfico :2023ApJ...951L..48B. doi : 10.3847/2041-8213/ace32c . ISSN 0004-637X.
^ abc Zahnle, Kevin J.; Marley, Mark S. (1 de diciembre de 2014). "Metano, monóxido de carbono y amoníaco en enanas marrones y planetas gigantes autoluminosos". The Astrophysical Journal . 797 (1): 41. arXiv : 1408.6283 . Bibcode :2014ApJ...797...41Z. doi :10.1088/0004-637X/797/1/41. ISSN 0004-637X. S2CID 118509317.
^ ab Bardalez Gagliuffi, Daniella C.; Faherty, Jacqueline K.; Schneider, Adam C.; Meisner, Aaron; Caselden, Dan; Colin, Guillaume; Goodman, Sam; Kirkpatrick, J. Davy; Kuchner, Marc; Gagné, Jonathan; Logsdon, Sarah E.; Burgasser, Adam J.; Allers, Katelyn; Debes, John; Wisniewski, John (1 de junio de 2020). "WISEA J083011.95+283716.0: Un objeto de masa planetaria con un eslabón perdido". The Astrophysical Journal . 895 (2): 145. arXiv : 2004.12829 . Código Bibliográfico :2020ApJ...895..145B. doi : 10.3847/1538-4357/ab8d25 . ISSN 0004-637X. S2CID 216553879.
^ "Códigos de tipo espectral". simbad.u-strasbg.fr . Consultado el 6 de marzo de 2020 .
^ ab Burningham, Ben; Smith, Leigh; Cardoso, Cátia V.; Lucas, Philip W.; Burgasser, Adam J.; Jones, Hugh RA; Smart, Richard L. (mayo de 2014). "El descubrimiento de una subenana T6.5". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 440 (1): 359–364. arXiv : 1401.5982 . Bibcode :2014MNRAS.440..359B. doi : 10.1093/mnras/stu184 . ISSN 0035-8711. S2CID 119283917.
^ abc Cruz, Kelle L.; Kirkpatrick, J. Davy; Burgasser, Adam J. (febrero de 2009). "Jóvenes enanas L identificadas en el campo: una secuencia espectral óptica preliminar de baja gravedad de L0 a L5". The Astronomical Journal . 137 (2): 3345–3357. arXiv : 0812.0364 . Bibcode :2009AJ....137.3345C. doi :10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN 0004-6256. S2CID 15376964.
^ ab Looper, Dagny L.; Kirkpatrick, J. Davy; Cutri, Roc M.; Barman, Travis; Burgasser, Adam J.; Cushing, Michael C.; Roellig, Thomas; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S.; Rice, Emily; Swift, Brandon J. (octubre de 2008). "Descubrimiento de dos enanas L peculiares cercanas del sondeo de movimiento propio 2MASS: ¿jóvenes o ricas en metales?". Astrophysical Journal . 686 (1): 528–541. arXiv : 0806.1059 . Bibcode :2008ApJ...686..528L. doi :10.1086/591025. ISSN 0004-637X. S2CID 18381182.
^ abcd Kirkpatrick, J. Davy; Looper, Dagny L.; Burgasser, Adam J.; Schurr, Steven D.; Cutri, Roc M.; Cushing, Michael C.; Cruz, Kelle L.; Sweet, Anne C.; Knapp, Gillian R.; Barman, Travis S.; Bochanski, John J. (septiembre de 2010). "Descubrimientos de un sondeo de movimiento propio en el infrarrojo cercano utilizando datos de sondeos multiépoca de dos micrones de todo el cielo". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 190 (1): 100–146. arXiv : 1008.3591 . Código Bibliográfico :2010ApJS..190..100K. doi :10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN 0067-0049. Número de identificación del sujeto 118435904.
^ Faherty, Jacqueline K.; Riedel, Adric R.; Cruz, Kelle L.; Gagne, Jonathan; Filippazzo, Joseph C.; Lambrides, Erini; Fica, Haley; Weinberger, Alycia; Thorstensen, John R.; Tinney, Chris G.; Baldassare, Vivienne (julio de 2016). "Propiedades poblacionales de los análogos de enanas marrones a los exoplanetas". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 225 (1): 10. arXiv : 1605.07927 . Código Bibliográfico :2016ApJS..225...10F. doi : 10.3847/0067-0049/225/1/10 . ISSN 0067-0049. S2CID 118446190.
^ Reid, Neill. «Datos de magnitud de color». www.stsci.edu . Consultado el 6 de marzo de 2020 .
^ Observatorio Nacional de Radioastronomía (9 de abril de 2020). «Los astrónomos miden la velocidad del viento en una enana marrón: la atmósfera y el interior giran a diferentes velocidades». EurekAlert! . Consultado el 10 de abril de 2020 .
^ Chen, Minghan; Li, Yiting; Brandt, Timothy D.; Dupuy, Trent J.; Cardoso, Cátia V.; McCaughrean, Mark J. (2022). "Masas dinámicas precisas de ε Indi Ba y Bb: evidencia de enfriamiento más lento en la transición L/T". The Astronomical Journal . 163 (6): 288. arXiv : 2205.08077 . Código Bibliográfico :2022AJ....163..288C. doi : 10.3847/1538-3881/ac66d2 . S2CID 248834536.
^ "Los telescopios espaciales de la NASA detectan patrones meteorológicos en una enana marrón". Sitio web del Hubble . NASA. Archivado desde el original el 2 de abril de 2014. Consultado el 8 de enero de 2013 .
^ "Los astrónomos detectan fuertes vientos en un objeto fuera de nuestro sistema solar". CNN.com . CNN. 9 de abril de 2020 . Consultado el 11 de abril de 2020 .
^ ab Route, Matthew; Wolszczan, Alexander (20 de octubre de 2016). "Segunda búsqueda en Arecibo de llamaradas de radio de 5 GHz de enanas ultrafrías". The Astrophysical Journal . 830 (2): 85. arXiv : 1608.02480 . Bibcode :2016ApJ...830...85R. doi : 10.3847/0004-637X/830/2/85 . S2CID 119279978.
^ Rutledge, Robert E.; Basri, Gibor; Martín, Eduardo L.; Bildsten, Lars (1 de agosto de 2000). "Detección por Chandra de una llamarada de rayos X procedente de la enana marrón LP 944-20". The Astrophysical Journal . 538 (2): L141–L144. arXiv : astro-ph/0005559 . Código Bibliográfico :2000ApJ...538L.141R. doi :10.1086/312817. S2CID 17800872.
^ ab Berger, Edo; Ball, Steven; Becker, Kate M.; Clarke, Melanie; Frail, Dale A.; Fukuda, Therese A.; Hoffman, Ian M.; Mellon, Richard; Momjian, Emmanuel; Murphy, Nathanial W.; Teng, Stacey H.; Woodruff, Timothy; Zauderer, B. Ashley; Zavala, Robert T. (15 de marzo de 2001). "Descubrimiento de la emisión de radio de la enana marrón LP944-20". Nature (manuscrito enviado). 410 (6826): 338–340. arXiv : astro-ph/0102301 . Código Bibliográfico :2001Natur.410..338B. doi :10.1038/35066514. PMID 11268202. S2CID 4411256. Archivado desde el original el 27 de abril de 2021.
^ Chauvin, Gael; Zuckerman, Ben; Lagrange, Anne-Marie. "Sí, es la imagen de un exoplaneta: los astrónomos confirman la primera imagen de un planeta fuera de nuestro sistema solar" (Nota de prensa). Observatorio Europeo Austral . Consultado el 9 de febrero de 2020 .
^ Luhman, Kevin L. (abril de 2013). "Descubrimiento de una enana marrón binaria a 2 pc del Sol". Astrophysical Journal Letters . 767 (1): L1. arXiv : 1303.2401 . Código Bibliográfico :2013ApJ...767L...1L. doi :10.1088/2041-8205/767/1/L1. ISSN 0004-637X. S2CID 8419422.
^ ab Clavin, Whitney; Harrington, JD (25 de abril de 2014). "Los telescopios Spitzer y WISE de la NASA encuentran un vecino cercano y frío del Sol". NASA .gov . Archivado desde el original el 26 de abril de 2014.
^ abcde «Rayos X de la corona de una enana marrón». 14 de abril de 2003. Archivado desde el original el 30 de diciembre de 2010. Consultado el 19 de marzo de 2010 .
^ Route, Matthew (10 de agosto de 2017). "Síntesis de población de enanas ultrafrías con llamaradas de radio". The Astrophysical Journal . 845 (1): 66. arXiv : 1707.02212 . Bibcode :2017ApJ...845...66R. doi : 10.3847/1538-4357/aa7ede . S2CID 118895524.
^ Kao, Melodie M.; Hallinan, Gregg; Pineda, J. Sebastian; Stevenson, David; Burgasser, Adam J. (31 de julio de 2018). "Los campos magnéticos más fuertes en las enanas marrones más frías". The Astrophysical Journal Supplement Series . 237 (2): 25. arXiv : 1808.02485 . Bibcode :2018ApJS..237...25K. doi : 10.3847/1538-4365/aac2d5 . S2CID 118898602.
^ Route, Matthew (10 de julio de 2017). "¿Es WISEP J060738.65+242953.4 realmente una enana L magnéticamente activa con polos?". The Astrophysical Journal . 843 (2): 115. arXiv : 1706.03010 . Bibcode :2017ApJ...843..115R. doi : 10.3847/1538-4357/aa78ab . S2CID 119056418.
^ Route, Matthew (20 de octubre de 2016). "¿El descubrimiento de ciclos de actividad similares a los del Sol más allá del final de la secuencia principal?". The Astrophysical Journal Letters . 830 (2): L27. arXiv : 1609.07761 . Bibcode :2016ApJ...830L..27R. doi : 10.3847/2041-8205/830/2/L27 . S2CID 119111063.
^ Phys.org. "Se descubren ondas de radio de un nivel récord en una estrella ultrafría" (Comunicado de prensa).
^ Route, M.; Wolszczan, A. (10 de marzo de 2012). "La detección en Arecibo de la enana marrón con llamaradas de radio más fría". The Astrophysical Journal Letters . 747 (2): L22. arXiv : 1202.1287 . Código Bibliográfico :2012ApJ...747L..22R. doi :10.1088/2041-8205/747/2/L22. S2CID 119290950.
^ Route, Matthew (1 de mayo de 2024). "ROMA. IV. Una búsqueda en Arecibo de emisiones de radio magnetosféricas subestelares en supuestos sistemas que albergan exoplanetas a 5 GHz". The Astrophysical Journal . 966 (1): 55. arXiv : 2403.02226 . Código Bibliográfico :2024ApJ...966...55R. doi : 10.3847/1538-4357/ad30ff .
^ Meisner, Aaron; Kocz, Amanda. "Mapping Our Sun's Backyard" (Mapeando el patio trasero de nuestro sol). NOIRLab . Consultado el 1 de febrero de 2021 .
^ O'Neill, Ian (12 de junio de 2012). "Enanas marrones, restos estelares más escasos de lo que se pensaba". Space.com . Consultado el 28 de diciembre de 2012 .
^ Música, Koraljka; Schoedel, Rainer; Scholz, Alejandro; Geers, Vicente C.; Jayawardhana, Ray; Ascenso, Joana; Cieza, Lucas A. (2 de julio de 2017). "El contenido de baja masa del enorme cúmulo de estrellas jóvenes RCW 38". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 471 (3): 3699–3712. arXiv : 1707.00277 . Código Bib : 2017MNRAS.471.3699M. doi : 10.1093/mnras/stx1906 . ISSN 0035-8711. S2CID 54736762.
^ Apai, Dániel; Karalidi, T.; Marley, Mark S.; Yang, H.; Flateau, D.; Metchev, S.; Cowan, NB; Buenzli, E.; Burgasser, Adam J.; Radigan, J.; Artigau, Étienne; Lowrance, P. (2017). "Zonas, manchas y ondas a escala planetaria que golpean en atmósferas de enanas marrones". Science . 357 (6352): 683–687. Bibcode :2017Sci...357..683A. doi : 10.1126/science.aam9848 . PMID 28818943.
^ Gohd, Chelsea (19 de agosto de 2020). "Voluntarios detectan casi 100 enanas marrones frías cerca de nuestro Sol". Space.com .
^ Informe meteorológico extraterrestre: el telescopio espacial James Webb detecta viento caliente y arenoso en dos enanas marrones; Space.com
^ [email protected]. "¿Son solitarias las enanas marrones más geniales?". www.noirlab.edu . Consultado el 16 de abril de 2023 .
^ ab Fontanive, Clémence; Biller, Beth; Bonavita, Mariangela; Allers, Katelyn (1 de septiembre de 2018). "Restricción de las estadísticas de multiplicidad de las enanas marrones más frías: la fracción binaria continúa disminuyendo con el tipo espectral". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 479 (2): 2702–2727. arXiv : 1806.08737 . Bibcode :2018MNRAS.479.2702F. doi : 10.1093/mnras/sty1682 . ISSN 0035-8711.
^ Opitz, Daniela; Tinney, CG; Faherty, Jacqueline; Sweet, Sarah; Gelino, Christopher R.; Kirkpatrick, J. Davy (24 de febrero de 2016). "Búsqueda de enanas binarias Y con el sistema de óptica adaptativa multiconjugada de Gemini (GeMS)". The Astrophysical Journal . 819 (1): 17. arXiv : 1601.05508 . Bibcode :2016ApJ...819...17O. doi : 10.3847/0004-637X/819/1/17 . ISSN 1538-4357. S2CID 3208550.
^ ab Calissendorff, por; De Furio, Mateo; Meyer, Michael; Albert, Loïc; Aganzé, cristiano; Ali-Dib, Mohamad; Gagliuffi, Daniella C. Bardález; Barón, Federico; Beichman, Charles A.; Burgasser, Adam J.; Cushing, Michael C.; Faherty, Jacqueline Kelly; Fontanive, Clemence; Gelino, Christopher R.; Gizis, John E. (29 de marzo de 2023). "Descubrimiento de JWST/NIRCam del primer binario enana marrón Y+Y: WISE J033605.05–014350.4". Las cartas del diario astrofísico . 947 (2): L30. arXiv : 2303.16923 . Código Bib : 2023ApJ...947L..30C. doi : 10.3847/2041-8213/acc86d . S2CID 257833714.
^ Bouy, Hervé. "Pesando estrellas ultrafrías: los grandes telescopios terrestres y el Hubble se unen para realizar la primera medición directa de la masa de una enana marrón" (nota de prensa). Observatorio Europeo Austral . Consultado el 11 de diciembre de 2019 .
^ Bouy, Hervé; Duchene, Gaspard; Kohler, Rainer; Brandner, Wolfgang; Bouvier, Jérôme; Martín, Eduardo L.; Ghez, Andrea Mía; Delfosse, Xavier; Forveille, Thierry; Allard, Francia; Baraffe, Isabelle; Basri, Gibor; Cerca, Laird M.; McCabe, Caer E. (1 de agosto de 2004). "Primera determinación de la masa dinámica de una enana L binaria". Astronomía y Astrofísica . 423 (1): 341–352. arXiv : astro-ph/0405111 . Código Bib : 2004A y A...423..341B. doi :10.1051/0004-6361:20040551. Revista de Ciencias de la Computación .
^ Bedin, Luigi R.; Pourbaix, Dimitri; Apai, Dániel; Burgasser, Adam J.; Buenzli, Esther; Boffin, Henri MJ; Libralato, Mattia (1 de septiembre de 2017). "Astrometría del sistema binario enano marrón más cercano con el telescopio espacial Hubble – I. Visión general y órbita mejorada". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 470 (1): 1140–1155. arXiv : 1706.00657 . doi : 10.1093/mnras/stx1177 . hdl :10150/625503. ISSN 0035-8711. S2CID 119385778.
^ Luhman, Kevin L. (10 de octubre de 2004). "El primer descubrimiento de una enana marrón binaria ancha". The Astrophysical Journal . 614 (1): 398–403. arXiv : astro-ph/0407344 . Código Bibliográfico :2004ApJ...614..398L. doi :10.1086/423666. ISSN 0004-637X. S2CID 11733526.
^ Faherty, Jacqueline K.; Goodman, Sam; Caselden, Dan; Colin, Guillaume; Kuchner, Marc J.; Meisner, Aaron M.; Gagné, Jonathan; Schneider, Adam C.; Gonzales, Eileen C.; Bardalez Gagliuffi, Daniella C.; Logsdon, Sarah E. (2020). "WISE2150-7520AB: Un sistema enano marrón de muy baja masa y amplio movimiento conjunto descubierto a través del proyecto de ciencia ciudadana Backyard Worlds: Planet 9". The Astrophysical Journal . 889 (2): 176. arXiv : 1911.04600 . Código Bibliográfico :2020ApJ...889..176F. doi : 10.3847/1538-4357/ab5303 . Número de identificación del sujeto 207863267.
^ ab Stassun, Keivan G.; Mathieu, Robert D.; Valenti, Jeff A. (marzo de 2006). "Descubrimiento de dos enanas marrones jóvenes en un sistema binario eclipsante". Nature . 440 (7082): 311–314. Bibcode :2006Natur.440..311S. doi :10.1038/nature04570. ISSN 0028-0836. PMID 16541067. S2CID 4310407.
^ ab Stassun, Keivan G.; Mathieu, Robert D.; Valenti, Jeff A. (2007). "Una sorprendente inversión de las temperaturas en el sistema binario eclipsante de enanas marrones 2MASS J05352184-0546085". The Astrophysical Journal . 664 (2): 1154–1166. arXiv : 0704.3106 . Código Bibliográfico :2007ApJ...664.1154S. doi :10.1086/519231. S2CID 15144741.
^ Grether, Daniel; Lineweaver, Charles H. (1 de abril de 2006). "¿Qué tan seco es el desierto de enanas marrones? Cuantificación del número relativo de planetas, enanas marrones y compañeros estelares alrededor de estrellas cercanas similares al Sol". The Astrophysical Journal . 640 (2): 1051–1062. arXiv : astro-ph/0412356 . Código Bibliográfico :2006ApJ...640.1051G. doi :10.1086/500161. ISSN 0004-637X. S2CID 8563521.
^ Page, Emma; Pepper, Joshua; Kane, Stephen; Zhou, George; Addison, Brett; Wright, Duncan; Wittenmyer, Robert; Johnson, Marshall; Evans, Philip; Collins, Karen; Hellier, Coel; Jensen, Eric; Stassun, Keivan; Rodriguez, Joseph (1 de junio de 2022). "TOI-1994b: Una enana marrón excéntrica en tránsito por una subgigante". Resúmenes de reuniones de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 54 (6): 305.21. Código Bibliográfico :2022AAS...24030521P.
^ "Criterios de inclusión de exoplanetas en el Archivo de exoplanetas". exoplanetarchive.ipac.caltech.edu . Consultado el 16 de abril de 2023 .
^ "Grupo de trabajo sobre planetas extrasolares". w.astro.berkeley.edu . Consultado el 16 de abril de 2023 .
^ Farihi, Jay; Christopher, Micol (octubre de 2004). "Una posible enana marrón compañera de la enana blanca GD 1400". The Astronomical Journal . 128 (4): 1868. arXiv : astro-ph/0407036 . Código Bibliográfico :2004AJ....128.1868F. doi :10.1086/423919. ISSN 1538-3881. S2CID 119530628.
^ ab Meisner, Aaron M.; Faherty, Jacqueline K.; Kirkpatrick, J. Davy; Schneider, Adam C.; Caselden, Dan; Gagné, Jonathan; Kuchner, Marc J.; Burgasser, Adam J.; Casewell, Sarah L.; Debes, John H.; Artigau, Étienne; Bardalez Gagliuffi, Daniella C.; Logsdon, Sarah E.; Kiman, Rocio; Allers, Katelyn (1 de agosto de 2020). "Seguimiento de Spitzer de enanas marrones extremadamente frías descubiertas por Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project". The Astrophysical Journal . 899 (2): 123. arXiv : 2008.06396 . Código Bibliográfico :2020ApJ...899..123M. doi : 10.3847/1538-4357/aba633 . ISSN 0004-637X. S2CID 221135837.
^ ab French, Jenni R.; Casewell, Sarah L.; Dupuy, Trent J.; Debes, John H.; Manjavacas, Elena; Martin, Emily C.; Xu, Siyi (1 de marzo de 2023). "Descubrimiento de un sistema binario enano blanco-enano marrón resuelto con una pequeña separación proyectada: SDSS J222551.65+001637.7AB". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 519 (4): 5008–5016. arXiv : 2301.02101 . Código Bibliográfico :2023MNRAS.519.5008F. doi : 10.1093/mnras/stac3807 . ISSN 0035-8711.
^ Leggett, SK; Tremblin, P.; Esplin, TL; Luhman, KL; Morley, Caroline V. (1 de junio de 2017). "Las enanas marrones de tipo Y: estimaciones de masa y edad a partir de nueva astrometría, fotometría homogeneizada y espectroscopia de infrarrojo cercano". The Astrophysical Journal . 842 (2): 118. arXiv : 1704.03573 . Bibcode :2017ApJ...842..118L. doi : 10.3847/1538-4357/aa6fb5 . ISSN 0004-637X. S2CID 119249195.
^ Maxted, Pierre; Napiwotzki, Ralf; Dobbie, Paul; Burleigh, Matt. "Una enana marrón subestelar Jonás sobrevive a ser tragada" (Comunicado de prensa). Observatorio Europeo Austral . Consultado el 11 de diciembre de 2019 .
^ Casewell, Sarah L.; Braker, Ian P.; Parsons, Steven G.; Hermes, James J.; Burleigh, Matthew R.; Belardi, Claudia; Chaushev, Alexander; Finch, Nicolle L.; Roy, Mervyn; Littlefair, Stuart P.; Goad, Mike; Dennihy, Erik (31 de enero de 2018). "El primer sistema WD–BD no interactuante de menos de 70 minutos: EPIC212235321". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 476 (1): 1405–1411. arXiv : 1801.07773 . Código Bibliográfico :2018MNRAS.476.1405C. doi : 10.1093/mnras/sty245 . ISSN 0035-8711. Número de identificación del sujeto 55776991.
^ Longstaff, Emma S.; Casewell, Sarah L.; Wynn, Graham A.; Maxted, Pierre FL; Helling, Christiane (21 de octubre de 2017). "Líneas de emisión en la atmósfera de la enana marrón irradiada WD0137−349B". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 471 (2): 1728–1736. arXiv : 1707.05793 . Bibcode :2017MNRAS.471.1728L. doi : 10.1093/mnras/stx1786 . ISSN 0035-8711. S2CID 29792989.
^ Grether, Daniel; Lineweaver, Charles H. (abril de 2006). "¿Qué tan seco es el desierto de enanas marrones? Cuantificación del número relativo de planetas, enanas marrones y compañeros estelares alrededor de estrellas cercanas similares al Sol". The Astrophysical Journal . 640 (2): 1051–1062. arXiv : astro-ph/0412356 . Código Bibliográfico :2006ApJ...640.1051G. doi : 10.1086/500161 . ISSN 0004-637X.
^ Rappaport, Saul A.; Vanderburg, Andrew; Nelson, Lorne; Gary, Bruce L.; Kaye, Thomas G.; Kalomeni, Belinda; Howell, Steve B.; Thorstensen, John R.; Lachapelle, François-René; Lundy, Matthew; St-Antoine, Jonathan (11 de octubre de 2017). "WD 1202-024: la variable precataclísmica de período más corto". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 471 (1): 948–961. arXiv : 1705.05863 . Bibcode :2017MNRAS.471..948R. doi : 10.1093/mnras/stx1611 . ISSN 0035-8711. Número de identificación del sujeto 119349942.
^ ab Neustroev, Vitaly V.; Mäntynen, Iikka (1 de agosto de 2023). "Un donante de enana marrón y un disco de acreción ópticamente delgado con una región de impacto de corriente compleja en el candidato a rebotador de período BW Sculptoris". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 523 (4): 6114–6137. arXiv : 2212.03264 . Bibcode :2023MNRAS.523.6114N. doi : 10.1093/mnras/stad1730 . ISSN 0035-8711.
^ Kato, Taichi (1 de diciembre de 2015). "Novas enanas tipo WZ Sge". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 67 (6): 108. arXiv : 1507.07659 . Código Bib : 2015PASJ...67..108K. doi : 10.1093/pasj/psv077 . ISSN 0004-6264.
^ Lira, Nicolás; Blue, Charles E.; Turner, Calum; Hiramatsu, Masaaki. «¿Cuándo una nova no es una 'nova'? Cuando una enana blanca y una enana marrón chocan». Observatorio ALMA . Archivado desde el original el 22 de octubre de 2019. Consultado el 12 de noviembre de 2019 .
^ Eyres, Stewart PS; Evans, Aneurin; Zijlstra, Albert; Avison, Adam; Gehrz, Robert D.; Hajduk, Marcin; Starrfield, Sumner ; Mohamed, Shazrene; Woodward, Charles E.; Wagner, R. Mark (21 de diciembre de 2018). «ALMA revela las consecuencias de una fusión de enanas blancas y enanas marrones en CK Vulpeculae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 481 (4): 4931–4939. arXiv : 1809.05849 . Bibcode :2018MNRAS.481.4931E. doi : 10.1093/mnras/sty2554 . ISSN 0035-8711. S2CID 119462149.
^ Palau, Aina; Huelamo, Nuria; Barrado, David; Dunham, Michael M.; Lee, Chang Won (1 de octubre de 2024), Observaciones de pre y proto enanas marrones en nubes cercanas: allanando el camino para restringir aún más las teorías sobre la formación de enanas marrones, arXiv : 2410.07769 , consultado el 25 de octubre de 2024
^ Riaz, Basmah; Machida, Masahiro N.; Stamatellos, Dimitris (julio de 2019). «ALMA revela un pseudodisco en una protoenana marrón». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 486 (3): 4114–4129. arXiv : 1904.06418 . Bibcode :2019MNRAS.486.4114R. doi : 10.1093/mnras/stz1032 . ISSN 0035-8711. S2CID 119286540.
^ Riaz, Basmah; Najita, Joan. "Con un impacto superior al que puede llegar, una enana marrón lanza un chorro a escala de pársec". Observatorio Nacional de Astronomía Óptica . Archivado desde el original el 18 de febrero de 2020. Consultado el 18 de febrero de 2020 .
^ ab Riaz, Basmah; Briceño, Cesar; Whelan, Emma T.; Heathcote, Stephen (julio de 2017). "Primer chorro Herbig-Haro a gran escala impulsado por una enana marrón". Astrophysical Journal . 844 (1): 47. arXiv : 1705.01170 . Bibcode :2017ApJ...844...47R. doi : 10.3847/1538-4357/aa70e8 . ISSN 0004-637X. S2CID 119080074.
^ ab Apai, Daniel; Pascucci, Ilaria ; Bouwman, Jeroen; Natta, Antonella; Henning, Thomas; Dullemond, Cornelis P. (2005). "El inicio de la formación de planetas en discos de enanas marrones". Ciencia . 310 (5749): 834–6. arXiv : astro-ph/0511420 . Código Bib : 2005 Ciencia... 310..834A. doi : 10.1126/ciencia.1118042. PMID 16239438. S2CID 5181947.
^ ab Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2011). "Evolución de los planetas alrededor de enanas marrones por efecto de las mareas". Astronomía y Astrofísica . 535 : A94. arXiv : 1109.2906 . Código Bibliográfico :2011A&A...535A..94B. doi :10.1051/0004-6361/201117734. S2CID 118532416.
^ Schutte, Maria (12 de agosto de 2020). "Nuestro nuevo artículo: ¡Descubrimiento de un disco de enana marrón joven cercano!". DiskDetective.org . Consultado el 23 de septiembre de 2023 .
^ Schutte, Maria C.; Lawson, Kellen D.; Wisniewski, John P.; Kuchner, Marc J.; Silverberg, Steven M.; Faherty, Jacqueline K.; Gagliuffi, Daniella C. Bardalez; Kiman, Rocio; Gagné, Jonathan; Meisner, Aaron; Schneider, Adam C.; Bans, Alissa S.; Debes, John H.; Kovacevic, Natalie; Bosch, Milton KD; Luca, Hugo A. Durantini; Holden, Jonathan; Hyogo, Michiharu (4 de agosto de 2020). "Descubrimiento de un disco de enana marrón joven cercano". The Astrophysical Journal . 160 (4): 156. arXiv : 2007.15735v2 . Código Bibliográfico :2020AJ....160..156S. doi : 10.3847/1538-3881/abaccd . ISSN 1538-3881. S2CID 220920317.
^ ab Rilinger, Anneliese M.; Espaillat, Catherine C. (1 de noviembre de 2021). "Masas de discos y evolución del polvo de discos protoplanetarios alrededor de enanas marrones". The Astrophysical Journal . 921 (2): 182. arXiv : 2106.05247 . Bibcode :2021ApJ...921..182R. doi : 10.3847/1538-4357/ac09e5 . ISSN 0004-637X. S2CID 235377000.
^ Luhman, KL ; Alves de Oliveira, C; Baraffe, I .; Chabrier, G.; Manjavacas, E.; Parker, RJ; Tremblin, P. (13 de octubre de 2024). "Observaciones JWST / NIRSpec de enanas marrones en el cúmulo de la nebulosa de Orión". arXiv : 2410.10000 [astro-ph].
^ Ricci, L.; Testi, L.; Natta, A.; Scholz, A.; de Gregorio-Monsalvo, I.; Isella, A. (1 de agosto de 2014). "Discos de enana marrón con ALMA". La revista astrofísica . 791 (1): 20. arXiv : 1406.0635 . Código Bib : 2014ApJ...791...20R. doi :10.1088/0004-637X/791/1/20. ISSN 0004-637X. S2CID 13180928.
^ Boucher, Anne; Lafrenière, David; Gagné, Jonathan; Malo, Lison; Faherty, Jacqueline K.; Doyon, René; Chen, Christine H. (1 de noviembre de 2016). "BANYAN. VIII. Nuevas estrellas de baja masa y enanas marrones con discos circunestelares candidatos". The Astrophysical Journal . 832 (1): 50. arXiv : 1608.08259 . Código Bibliográfico :2016ApJ...832...50B. doi : 10.3847/0004-637X/832/1/50 . ISSN 0004-637X. S2CID 119017727.
^ Silverberg, Steven M.; Wisniewski, John P.; Kuchner, Marc J.; Lawson, Kellen D.; Bans, Alissa S.; Debes, John H.; Biggs, Joseph R.; Bosch, Milton KD; Doll, Katharina; Luca, Hugo A. Durantini; Enachioaie, Alexandru; Hamilton, Joshua; Holden, Jonathan; Hyogo, Michiharu (1 de febrero de 2020). "Discos de Peter Pan: discos de acreción de larga duración alrededor de estrellas jóvenes M". The Astrophysical Journal . 890 (2): 106. arXiv : 2001.05030 . Código Bibliográfico :2020ApJ...890..106S. doi : 10.3847/1538-4357/ab68e6 . ISSN 0004-637X. Número de identificación del sujeto 210718358.
^ Luhman, Kevin L.; Adame, Lucía; d'Alessio, Paola; Calvet, Nuria ; Hartman, Lee; Megeath, ST; Fazio, GG (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.
^ Ricci, Luca; Testi, Leonardo; Pierce-Price, Douglas; Stoke, John. «Incluso las enanas marrones pueden dar lugar a planetas rocosos» (nota de prensa). Observatorio Europeo Austral. Archivado desde el original el 3 de diciembre de 2012. Consultado el 3 de diciembre de 2012 .
^ Lecavelier des Etangs, A.; Lissauer, Jack J. (1 de junio de 2022). "La definición de trabajo de la IAU de un exoplaneta". New Astronomy Reviews . 94 : 101641. arXiv : 2203.09520 . Código Bibliográfico :2022NewAR..9401641L. doi :10.1016/j.newar.2022.101641. ISSN 1387-6473. S2CID 247065421.
^ Joergens, Viki; Müller, André (2007). "Compañero de velocidad radial de 16–20 MJup que orbita el candidato a enana marrón Cha Hα 8". The Astrophysical Journal . 666 (2): L113–L116. arXiv : 0707.3744 . Código Bibliográfico :2007ApJ...666L.113J. doi :10.1086/521825. S2CID 119140521.
^ Joergens, Viki; Müller, André; Reffert, Sabine (2010). "Órbita de velocidad radial mejorada de la joven candidata a enana marrón binaria Cha Hα 8". Astronomía y Astrofísica . 521 (A24): A24. arXiv : 1006.2383 . Código Bibliográfico :2010A&A...521A..24J. doi :10.1051/0004-6361/201014853. S2CID 54989533.
^ Bennet, David P.; Enlace, Ian A.; Udalski, Andrzej; Sumi, Takahiro; Abe, Fumio; Fukui, Akihiko; Furusawa, Kei; Hearnshaw, John B.; Titularidad, Sarah; Itow, Yoshitaka; Kamiya, Koki; Korpela, Aarno V.; Kilmartin, Pamela M.; Lin, Wei; Ling, Cho Hong; Masuda, Kimiaki; Matsubara, Yutaka; Miyake, Noriyuki; Muraki, Yasushi; Nagaya, Maiko; Okumura, Teppei; Ohnishi, Kouji; Perrott, Yvette C.; Rattenbury, Nicolás J.; Sako, Takashi; Saito, Toshiharu; Sato, S.; Skuljan, Ljiljana; Sullivan, Denis J.; Hombre sudoroso, Winston L.; Tristram, Paul J.; Yock, Philip CM; Kubiak, Marcin; Szymański, Michał K.; Pietrzyński, Grzegorz; Soszyński, Igor; Szewczyk, O.; Wyrzykowski, Łukasz; Ulaczyk, Krzysztof; Batista, Virginia; Beaulieu, Jean-Philippe; Brillante, Stéphane; Cassan, Arnaud; Fouqué, Pascal; Kervella, Pierre; Kubas, Daniel; Marquette, Jean-Baptiste (30 de mayo de 2008). "Un planeta de baja masa con un posible anfitrión de masa subestelar en el evento de microlente MOA-2007-BLG-192". La revista astrofísica . 684 (1): 663–683. arXiv : 0806.0025 . Código Bibliográfico :2008ApJ...684..663B. doi :10.1086/589940. S2CID 14467194.
^ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2013). "El contenido atómico y molecular de los discos alrededor de estrellas de muy baja masa y enanas marrones". The Astrophysical Journal . 779 (2): 178. arXiv : 1311.1228 . Código Bibliográfico :2013ApJ...779..178P. doi :10.1088/0004-637X/779/2/178. S2CID 119001471.
^ He, Matthias Y.; Triaud, Amaury HMJ; Gillon, Michaël (enero de 2017). "Primeros límites en la tasa de ocurrencia de planetas de período corto orbitando enanas marrones". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 464 (3): 2687–2697. arXiv : 1609.05053 . Bibcode :2017MNRAS.464.2687H. doi : 10.1093/mnras/stw2391 . S2CID 53692008.
^ Limbach, Mary Anne; Vos, Johanna M.; Winn, Joshua N.; Heller, René; Mason, Jeffrey C.; Schneider, Adam C.; Dai, Fei (1 de septiembre de 2021). "Sobre la detección de exolunas que transitan objetos aislados de masa planetaria". The Astrophysical Journal . 918 (2): L25. arXiv : 2108.08323 . Código Bibliográfico :2021ApJ...918L..25L. doi : 10.3847/2041-8213/ac1e2d . ISSN 0004-637X.
^ Vos, Johanna M.; Allers, Katelyn N.; Biller, Beth A. (1 de junio de 2017). "La geometría de observación de las enanas marrones influye en sus colores observados y amplitudes de variabilidad". The Astrophysical Journal . 842 (2): 78. arXiv : 1705.06045 . Bibcode :2017ApJ...842...78V. doi : 10.3847/1538-4357/aa73cf . ISSN 0004-637X.
^ Barnes, Rory; Heller, René (2011). "Planetas habitables alrededor de enanas blancas y marrones: los peligros de un enfriamiento primario". Astrobiología . 13 (3): 279–291. arXiv : 1211.6467 . Código Bibliográfico :2013AsBio..13..279B. doi :10.1089/ast.2012.0867. PMC 3612282 . PMID 23537137.
^ Morrison, David (2 de agosto de 2011). «Hoy en día, los científicos ya no creen que pueda existir un objeto como Némesis». NASA Ask An Astrobiologist. Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012. Consultado el 22 de octubre de 2011 .
^ Comerón, F.; Neuhäuser, R.; Kaas, AA (1 de julio de 2000). "Estudio de la población de enanas marrones de la región de formación estelar de Chamaeleon I". Astronomía y Astrofísica . 359 : 269–288. Código Bibliográfico :2000A&A...359..269C. ISSN 0004-6361.
^ Whelan, Emma T.; Ray, Thomas P.; Bacciotti, Francesca; Natta, Antonella; Testi, Leonardo; Randich, Sofia (junio de 2005). "Un flujo de materia resuelto desde una enana marrón". Nature . 435 (7042): 652–654. arXiv : astro-ph/0506485 . Bibcode :2005Natur.435..652W. doi :10.1038/nature03598. ISSN 0028-0836. PMID 15931217. S2CID 4415442.
^ Basri, Gibor; Martín, Eduardo L. (1999). "[astro-ph/9908015] PPl 15: La primera binaria espectroscópica de enanas marrones". The Astronomical Journal . 118 (5): 2460–2465. arXiv : astro-ph/9908015 . Código Bibliográfico :1999AJ....118.2460B. doi :10.1086/301079. S2CID 17662168.
^ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (13 de enero de 2003). «eso0303 – Discovery of Nearest Known Brown Dwarf» (Nota de prensa). Observatorio Europeo Austral. Archivado desde el original el 13 de octubre de 2008. Consultado el 16 de marzo de 2013 .
^ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2004). "Un posible tercer componente en el sistema binario enano L DENIS-P J020529.0-115925 descubierto con el telescopio espacial Hubble". The Astronomical Journal . 129 (1): 511–517. arXiv : astro-ph/0410226 . Código Bibliográfico :2005AJ....129..511B. doi :10.1086/426559. S2CID 119336794.
^ Burgasser, Adam J.; Kirkpatrick, J. Davy; Burrows, Adam; Liebert, James; Reid, I. Neill; Gizis, John E.; McGovern, Mark R.; Prato, Lisa; McLean, Ian S. (2003). "¿La primera subenana subestelar? Descubrimiento de una enana L pobre en metales con cinemática de halo". The Astrophysical Journal . 592 (2): 1186–1192. arXiv : astro-ph/0304174 . Código Bibliográfico :2003ApJ...592.1186B. doi :10.1086/375813. S2CID 11895472.
^ Wolszczan, Alexander; Route, Matthew (2014). "Análisis temporal de las variaciones periódicas de radio y brillo óptico de la enana ultrafría, TVLM 513-46546". The Astrophysical Journal . 788 (1): 23. arXiv : 1404.4682 . Código Bibliográfico :2014ApJ...788...23W. doi :10.1088/0004-637X/788/1/23. S2CID 119114679.
^ Maxted, Pierre FL; Napiwotzki, Ralf; Dobbie, Paul D.; Burleigh, Matthew R. (2006). "Supervivencia de una enana marrón tras ser engullida por una estrella gigante roja". Nature (manuscrito enviado). 442 (7102): 543–5. arXiv : astro-ph/0608054 . Código Bibliográfico :2006Natur.442..543M. doi :10.1038/nature04987. hdl :2299/1227. PMID 16885979. S2CID 4368344. Archivado desde el original el 27 de abril de 2021.
^ Mace, Gregory N.; Mann, Andrew W.; Skiff, Brian A.; Sneden, Christopher; Kirkpatrick, J. Davy; Schneider, Adam C.; Kidder, Benjamin; Gosnell, Natalie M.; Kim, Hwihyun; Mulligan, Brian W.; Prato, L.; Jaffe, Daniel (1 de febrero de 2018). "Wolf 1130: un sistema triple cercano que contiene una enana blanca ultramasiva y fría". The Astrophysical Journal . 854 (2): 145. arXiv : 1802.04803 . Código Bibliográfico :2018ApJ...854..145M. doi : 10.3847/1538-4357/aaa8dd . ISSN 0004-637X. S2CID 56431008.
^ Rothermich, Austin; Faherty, Jacqueline K .; Bardález-Gagliuffi, Daniella; Schneider, Adam C.; Kirkpatrick, J. Davy ; Meisner, Aaron M.; Burgasser, Adam J.; Kuchner, Marc ; Allers, Katelyn; Gagné, Jonathan; Caselden, Dan; Calamares, Emily; Popinchalk, Mark; Gerasimov, romano; Aganzé, cristiano; Softich, Emma; Hsu, Chin-Chun; Karpoor, Preethi; Theissen, Christopher A.; Rees, Jon; Cecilio-Flores-Elie, Rosario; Cushing, Michael C.; Marruecos, Federico; Casewell, Sara; Hamlet, Les; Allen, Michaela B.; Beaulieu, Pablo; Colin, Guillaume; Gantier, Jean-Marc; Gramaize, Leopold; Jałowiczor, Peter; Kabatnik, Martín; Kiwi, Frank; Martin, David W.; Pendrill, Billy; Pumphrey, Ben; Sainio, Arttu; Schümann, Jörg; Stevnbak, Nikolaj; Sun, Guoyou; Tanner, Christopher; Thakur, Vinod; Thévenot, Melina; Wedracki, Zbigniew (7 de marzo de 2024) . "89 nuevos compañeros enanos ultrafríos que se desplazan juntos identificados con los mundos del patio trasero: Proyecto de ciencia ciudadana Planet 9". AJ . 167 (6): 253. arXiv : 2403.04592 . Bibcode :2024AJ....167..253R. doi : 10.3847/1538-3881/ad324e .
^ Levine, Joanna L.; Steinhauer, Aaron; Elston, Richard J.; Lada, Elizabeth A. (1 de agosto de 2006). "Estrellas de baja masa y enanas marrones en NGC 2024: restricciones en la función de masa subestelar". The Astrophysical Journal . 646 (2): 1215–1229. arXiv : astro-ph/0604315 . Código Bibliográfico :2006ApJ...646.1215L. doi :10.1086/504964. ISSN 0004-637X. S2CID 118955538. Tabla 3: FLMN_J0541328-0151271
^ ab Zhang, ZengHua; Homeier, Derek; Pinfield, David J.; Lodieu, Nicolas; Jones, Hugh RA; Pavlenko, Yakiv V. (11 de junio de 2017). "Estrellas primigenias de muy baja masa y enanas marrones – II. El objeto subestelar más pobre en metales". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 468 (1): 261. arXiv : 1702.02001 . Código Bibliográfico :2017MNRAS.468..261Z. doi : 10.1093/mnras/stx350 . S2CID 54847595.
^ Rilinger, Anneliese M.; Espaillat, Catherine C. (1 de noviembre de 2021). "Masas de los discos y evolución del polvo de los discos protoplanetarios alrededor de enanas marrones". The Astrophysical Journal . 921 (2): 182. arXiv : 2106.05247 . Código Bibliográfico :2021ApJ...921..182R. doi : 10.3847/1538-4357/ac09e5 .
^ ab Burdge, Kevin B.; Marsh, Thomas R.; Fuller, Jim; Bellm, Eric C.; Caiazzo, Ilaria; Chakrabarty, Deepto; Coughlin, Michael W.; De, Kishalay; Dhillon, VS; Graham, Matthew J.; Rodríguez-Gil, Pablo; Jaodand, Amruta D.; Kaplan, David L.; Kara, Erin; Kong, Albert KH (mayo de 2022). "Un sistema binario viuda negra con un periodo orbital de 62 minutos en una tripleta jerárquica amplia". Nature . 605 (7908): 41–45. arXiv : 2205.02278 . doi :10.1038/s41586-022-04551-1. ISSN 1476-4687.
^ Tannock, Megan E.; Metchev, Stanimir; Heinze, Aren; Miles-Páez, Paulo A.; Gagné, Jonathan; Burgasser, Adam J.; Marley, Mark S.; Apai, Daniel; Suárez, Genaro; Plavchan, Peter (marzo de 2021). "El clima en otros mundos. V. Las tres enanas ultrafrías que giran más rápidamente". La Revista Astronómica . 161 (5): 224. arXiv : 2103.01990 . Código Bib : 2021AJ....161..224T. doi : 10.3847/1538-3881/abeb67 . S2CID 232105126.
^ Zeidler, Peter; Sabbi, Elena; Nota, Antonella; Manjavacas, Elena; Jones, Olivia C.; Pacifici, Camilla (2024). "Descubrimiento de candidatos a enanas marrones con metalicidad subsolar en la Pequeña Nube de Magallanes". The Astrophysical Journal . 975 : 18. doi : 10.3847/1538-4357/ad779e .
^ Sanghi, Aniket; Liu, Michael C.; Best, William MJ; Dupuy, Trent J.; Siverd, Robert J.; Zhang, Zhoujian; Hurt, Spencer A.; Magnier, Eugene A.; Aller, Kimberly M.; Deacon, Niall R. (2023). "Tabla de propiedades fundamentales ultrafrías". Zenodo . doi :10.5281/zenodo.10086810.
^ Rose, Kovi; Pritchard, Joshua; Murphy, Tara; Caleb, Manisha ; Dobie, Dougal; Driessen, Laura; Duchesne, Stefan; Kaplan, David; Lenc, Emil; Wang, Ziteng (2023). "Emisión periódica de radio de la enana T8 WISE J062309.94−045624.6". The Astrophysical Journal Letters . 951 (2): L43. arXiv : 2306.15219 . Código Bibliográfico :2023ApJ...951L..43R. doi : 10.3847/2041-8213/ace188 . S2CID 259262475.
^ Astrobites (24 de junio de 2020). "Enanas marrones en tránsito desde TESS 2". AAS Nova . Consultado el 16 de marzo de 2013 .
^ Tannock, Megan; Metchev, Stanimir; Kocz, Amanda (7 de abril de 2021). "Caught Speeding: Clocking the Fastest-Spinning Brown Dwarfs" (Atrapados acelerando: cronometrando las enanas marrones que giran más rápido). NOIRLab . Consultado el 9 de abril de 2021 .
Enlaces externos
Busque enana marrón en Wikcionario, el diccionario libre.
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Enana marrón.
Centro de noticias HubbleSite – Patrones climáticos en una enana marrón
Características de temperatura y masa de los enanos de baja temperatura
Primer rayo X de una enana marrón observado, 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 de enanas marrones de la NASA Archivado el 17 de octubre de 2014 en Wayback Machine —Información detallada en un sentido simplificado
Enanas marrones: sitio web con información general sobre las enanas marrones (con muchas impresiones artísticas detalladas y coloridas)
Estrellas
Estadísticas e historial de Cha Halpha 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.
Michaud, Peter; Heyer, Inge; Leggett, Sandy K.; y Adamson, Andy; "Un descubrimiento reduce la brecha entre planetas y enanas marrones", Gemini y Joint Astronomy Centre, 2007
Deacon, NR; Hambly, NC (2006). "La posibilidad de detección de enanas ultrafrías con el sondeo de cielo profundo infrarrojo UKIRT". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 371 (4): 1722–1730. arXiv : astro-ph/0607305 . Bibcode :2006MNRAS.371.1722D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x .
.png/1280px-M1701117_R-SII-Ha(1).png)
![Ilustración de una enana marrón[174]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/dd/BrownDwarf-Illustration.jpg/1280px-BrownDwarf-Illustration.jpg)
