Enana marrón

El concepto del artista de un enano marrón tipo T

Comparación: la mayoría de enanos marrones son ligeramente más grandes que Júpiter (15–20%), pero todavía son 80 veces más masivos debido a una mayor densidad. La imagen es escalar, con el radio de Júpiter siendo 10 veces el de la Tierra, y el radio del Sol es 10 veces el de Júpiter.

Las enanas marrones (también llamadas estrellas fallidas) son objetos subestelares que no son lo suficientemente masivos para sostener la fusión nuclear de hidrógeno ordinario (1H) en helio en sus núcleos, a diferencia de una estrella de la secuencia principal. En cambio, tienen una masa entre los planetas gigantes gaseosos más masivos y las estrellas menos masivas, aproximadamente de 13 a 80 veces la de Júpiter (M_J). Sin embargo, pueden fusionar deuterio (2H) y los más masivos (> 65 M_J) pueden fusionar litio (7 Li).

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

A pesar de su nombre, a simple vista, las enanas marrones aparecerían en diferentes colores dependiendo de su temperatura. Las más cálidas son posiblemente de color naranja o rojo, mientras que las enanas marrones más frías probablemente se verían de color magenta o negro para el ojo humano. Las enanas marrones pueden ser totalmente convectivas, sin capas ni diferenciación química por profundidad.

Aunque inicialmente se teorizó sobre su existencia en la década de 1960, no fue hasta mediados de la década de 1990 cuando se descubrieron las primeras enanas marrones inequívocas. Como las enanas marrones tienen temperaturas superficiales relativamente bajas, no son muy brillantes en las longitudes de onda visibles y emiten la mayor parte de su luz en el infrarrojo. Sin embargo, con la llegada de dispositivos de detección de infrarrojos más capaces, se han identificado miles de enanas marrones. Las enanas marrones conocidas más cercanas se encuentran en el sistema Luhman 16, un sistema 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 Barnard's Star.

Historia

El objeto más pequeño es Gliese 229B, alrededor de 20 a 50 veces la masa de Júpiter, orbitando la estrella Gliese 229. Está en el Lepus de la constelación, alrededor de 19 años luz de la Tierra.

Primeras teorías

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 llamaron enanas negras, una clasificación para objetos subestelares oscuros que flotan libremente en el espacio que no eran lo suficientemente masivos como para sostener la fusión de hidrógeno. Sin embargo, (a) el término enana negra ya estaba en uso 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 planetario y subestrella. En 1975, Jill Tarter sugirió el término "enana marrón", usando "marrón" como un color aproximado.

El término "enana negra" todavía se refiere a una enana blanca que se ha enfriado hasta el punto de que ya no emite cantidades significativas de luz. Sin embargo, se calcula que el tiempo necesario para que incluso la enana blanca de masa más baja se enfríe a esta temperatura es más largo que la edad actual del universo; por lo tanto, se espera que tales objetos aún no existan.

Las primeras teorías sobre la naturaleza de las estrellas de menor masa y el límite de combustión de hidrógeno sugirieron que un objeto de población I con una masa inferior a 0,07 masas solares (M☉) o un objeto de población II inferior a 0,09 M _☉ nunca pasaría por una evolución estelar normal y se convertiría en una estrella completamente degenerada. El primer cálculo autoconsistente de la masa mínima de combustión de hidrógeno confirmó un valor entre 0,07 y 0,08 masas solares para los objetos de la población I.

Fusión de deuterio

El descubrimiento de la quema de deuterio hasta 0,013 M☉ (13,6 masa de Júpiter) y el impacto de la formación de polvo en las frías atmósferas exteriores de las enanas marrones a fines de la década de 1980 cuestionaron estas teorías. Sin embargo, tales objetos fueron 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 cualquier enana marrón.

Desde entonces, numerosas búsquedas por diversos métodos han buscado estos objetos. Estos métodos incluyeron encuestas de imágenes multicolores alrededor de estrellas de campo, encuestas de imágenes para compañeras débiles de enanas blancas y enanas de la secuencia principal, encuestas de cúmulos de estrellas jóvenes y monitoreo de velocidad radial para compañeras cercanas.

GD 165B y clase L

Durante muchos años, los esfuerzos por descubrir enanas marrones fueron infructuosos. En 1988, sin embargo, se encontró una débil compañera de la estrella enana blanca GD 165 en una búsqueda infrarroja de enanas blancas. El espectro de la compañera GD 165B era muy rojo y enigmático, y no mostraba ninguna de las características que se esperan 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 entonces. GD 165B siguió siendo único durante casi una década hasta la llegada del Two Micron All-Sky Survey (2MASS), que descubrió muchos objetos con colores y características espectrales similares.

Hoy, GD 165B se reconoce como el prototipo de una clase de objetos ahora llamados "L enanos".

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

Poco después del descubrimiento de GD 165B, se informó de otras candidatas 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 poco más de 100 millones de años, mientras que las enanas marrones (que pueden tener temperaturas y luminosidades similares a las de las estrellas verdaderas, lo cual resulta confuso). Por lo tanto, la detección de litio en la atmósfera de un objeto de más de 100 millones de años asegura que se trata de una enana marrón.

Gliese 229B y clase T

La primera clase "T" La enana marrón fue descubierta en 1994 por los astrónomos de Caltech Shrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews y Rebecca Oppenheimer, y los científicos de Johns Hopkins Samuel T. Durrance y David Golimowski. Se confirmó en 1995 como compañera subestelar de Gliese 229. Gliese 229b es una de las dos primeras instancias de evidencia clara de una enana marrón, junto con Teide 1. Confirmado en 1995, ambos fueron identificados por la presencia de litio de 670,8 nm. línea. Se encontró que este último tenía una temperatura y una luminosidad muy por debajo del rango estelar.

Su espectro infrarrojo cercano mostraba claramente una banda de absorción de metano a 2 micrómetros, una característica que anteriormente solo se había observado en las atmósferas de los planetas gigantes y en la de la luna de Saturno, Titán. No se espera absorción de metano a ninguna temperatura de una estrella de secuencia principal. Este descubrimiento ayudó a establecer otra clase espectral aún más fría que las enanas L, conocidas como "T enanas", para las cuales Gliese 229B es el prototipo.

Teide 1 y clase M

La primera clase confirmada "M" La enana marrón fue descubierta por los astrofísicos españoles Rafael Rebolo (jefe del equipo), María Rosa Zapatero-Osorio y Eduardo L. Martín en 1994. Este objeto, encontrado en el cúmulo abierto de las Pléyades, recibió el nombre de Teide 1. El artículo del descubrimiento fue presentado to Nature en mayo de 1995 y publicado el 14 de septiembre de 1995. Nature destacó "Enanas marrones descubiertas, oficial" en la portada de ese número.

Teide 1 fue descubierto en imágenes recopiladas por el equipo del IAC el 6 de enero de 1994 utilizando el telescopio de 80 cm (IAC 80) en el Observatorio del Teide y su espectro se registró por primera vez en diciembre de 1994 utilizando el Telescopio William Herschel de 4,2 m en el Roque de los Observatorio de Muchachos (La Palma). La distancia, la composición química y la edad de Teide 1 podrían establecerse debido a su pertenencia al joven cúmulo estelar de las Pléyades. Utilizando los modelos de evolución estelar y subestelar más avanzados del momento, el equipo estimó para el Teide 1 una masa de 55 ± 15 M_J, que está por debajo del límite de masa estelar. El objeto se convirtió en una referencia en trabajos posteriores relacionados con enanas marrones jóvenes.

En teoría, una enana marrón por debajo de 65 MJ no puede quemar litio mediante fusión termonuclear en ningún momento de su evolución. Este hecho es uno de los principios de prueba de litio utilizados para juzgar la naturaleza subestelar de los cuerpos astronómicos de baja luminosidad y baja temperatura superficial.

Los datos espectrales de alta calidad adquiridos por el telescopio Keck 1 en noviembre de 1995 mostraron que Teide 1 todavía tenía la abundancia inicial de litio de la nube molecular original a partir de la cual se formaron las estrellas de las Pléyades, lo que demuestra la falta de fusión termonuclear en su núcleo. Estas observaciones confirmaron que Teide 1 es una enana marrón, así como la eficiencia de la prueba espectroscópica de litio.

Durante algún tiempo, Teide 1 fue el objeto más pequeño conocido fuera del Sistema Solar que se había identificado mediante observación directa. Desde entonces, se han identificado más de 1800 enanas marrones, incluso algunas muy cercanas a la Tierra como Epsilon Indi Ba y Bb, un par de enanas marrones unidas gravitacionalmente a una estrella similar al Sol a 12 años luz del Sol, y Luhman 16, una sistema binario de enanas marrones a 6,5 años luz del Sol.

Teoría

Hertzsprung–Russell diagrama

Tipo espectral

O

B

A

F

G

K

M

L

T

Enanos marrones

Enanos blancos

Enanos rojos

Subdwarfs

Secuencia principal (enanos)

Subgiants

Gigantes

gigantes rojos

gigantes azules

gigantes brillantes

Supergiants

Supergiant rojo

Hypergiants

absolutomagni-tude(MV)

El mecanismo estándar para el nacimiento de estrellas es a través del colapso gravitatorio de una fría nube interestelar de gas y polvo. A medida que la nube se contrae, se calienta debido al mecanismo de Kelvin-Helmholtz. Al principio del proceso, el gas que se contrae irradia rápidamente gran parte de la energía, lo que permite que continúe el colapso. Eventualmente, la región central se vuelve lo suficientemente densa 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 la mayoría de las estrellas, la presión del gas y la radiación generada por las reacciones de fusión termonuclear dentro del núcleo de la estrella la sostendrán 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 de la protoestrella es inferior a aproximadamente 0,08 M_☉, 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 empaquetan lo suficiente como para crear una presión de degeneración de electrones cuánticos. De acuerdo con los modelos interiores de enanas marrones, se espera que las condiciones típicas en el núcleo de densidad, temperatura y presión sean las siguientes:

• 10g/cm3≲ ≲ *** *** c≲ ≲ 103g/cm3{displaystyle 10,mathrm {g/cm^{3},lesssim,rho _{c},lesssim ,10^{3},mathrm {{g}/{cm}}}
• Tc≲ ≲ 3× × 106K{displaystyle T_{c}lesssim 3times 10^{6},mathrm {K}
• Pc♪ ♪ 105Mbar.{displaystyle P_{c}sim 10^{5},mathrm {Mbar}

Esto significa que la protoestrella no es lo suficientemente masiva ni lo suficientemente densa como para alcanzar las condiciones necesarias para sustentar la fusión de hidrógeno. La presión de degeneración de electrones impide que la materia que cae alcance las densidades y presiones necesarias.

Se evita una mayor contracción gravitatoria y el resultado es una "estrella fallida", o enana marrón, que simplemente se enfría al irradiar su energía térmica interna. Tenga en cuenta que, en principio, es posible que una enana marrón acumule lentamente masa 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.

Enanas marrones de gran masa frente a estrellas de baja masa

El litio generalmente está presente en las enanas marrones y no en las estrellas de baja masa. Las estrellas, que alcanzan la alta temperatura necesaria para fusionar hidrógeno, agotan rápidamente su litio. Se produce la fusión de litio-7 y un protón produciendo dos núcleos de helio-4. La temperatura necesaria para esta reacción está justo por debajo de la necesaria para la fusión del hidrógeno. La convección en estrellas de baja masa asegura que el litio en todo el volumen de la estrella finalmente se agote. Por lo tanto, la presencia de la línea espectral de litio en una enana marrón candidata es un fuerte indicador de que se trata de un objeto subestelar.

La prueba del litio

El uso del litio para distinguir las enanas marrones candidatas de las 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 ve 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 exteriores, que nunca se calientan lo suficiente como para fusionar el litio y cuya capa convectiva no se mezcla con el núcleo, donde el litio se agotaría rápidamente. Esas estrellas más grandes se distinguen fácilmente de las enanas marrones por su tamaño y luminosidad.

Por el contrario, las enanas marrones en el extremo superior de su rango de masas pueden ser lo suficientemente calientes como para agotar su litio cuando son jóvenes. Los enanos de masa superior a 65 M_J pueden quemar su litio cuando tengan quinientos millones de años, por lo tanto la prueba de litio no es perfecta.

Metano atmosférico

A diferencia de las estrellas, las enanas marrones más viejas a veces son lo suficientemente frías como para que, durante largos períodos de tiempo, sus atmósferas puedan acumular cantidades observables de metano que no se pueden formar en objetos más calientes. Los enanos confirmados de esta manera incluyen a Gliese 229B.

Lluvia de hierro

Las estrellas de la secuencia principal se enfrían, pero eventualmente alcanzan una luminosidad bolométrica mínima que pueden sostener a través de una fusión constante. Esto varía de una estrella a otra, pero generalmente es al menos el 0,01% del Sol. Las enanas marrones se enfrían y se oscurecen constantemente a lo largo de su vida; las enanas marrones suficientemente viejas serán demasiado débiles para ser detectables.

La lluvia de hierro como parte de los procesos de convección atmosférica solo es posible en las enanas marrones, y 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 tomaron imágenes de una atmósfera heterogénea que contenía hierro alrededor del componente B en el sistema Luhman 16 cercano.

Enanas marrones de baja masa frente a planetas de gran masa

Un concepto artístico del enano marrón alrededor de la estrella HD 29587, un compañero conocido como HD 29587 b, y se estima que son alrededor de 55 masas Júpiter

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

Ambigüedades de tamaño y consumo de combustible

Todas 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 se rige principalmente por presión de degeneración de electrones, como ocurre en las enanas blancas; en el extremo inferior del rango (10 M_J), su volumen se rige principalmente por la presión de Coulomb, ya que está 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 quema de hidrógeno (0.080±0.008 M_☉), lo que sugiere que desde esta perspectiva, las enanas marrones son simplemente planetas jovianos de gran masa. Esto puede hacer que distinguirlos de los planetas sea difícil.

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

Espectro de calor

Los espectros de rayos X e infrarrojos son signos reveladores de enanas marrones. Algunos emiten rayos X; y todo "caliente" las enanas continúan brillando de manera reveladora en los espectros rojo e infrarrojo hasta que se enfrían a temperaturas similares a las de un planeta (menos de 1000 K).

Los gigantes gaseosos tienen algunas de las características de las enanas marrones. Al igual que el Sol, Júpiter y Saturno están hechos 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 el doble) del que reciben del Sol. Los cuatro planetas gigantes tienen su propio "planetario" sistemas, en forma de extensos sistemas lunares.

Estándar IAU actual

Actualmente, la Unión Astronómica Internacional considera un objeto por encima de 13 M_J (la masa límite para la fusión termonuclear de deuterio) como una enana marrón, mientras que un objeto bajo esa masa (y que orbita una estrella o un remanente estelar) se considera un planeta. La masa mínima requerida para desencadenar una combustión sostenida de hidrógeno (alrededor de 80 M_J) forma el límite superior de la definición.

También se debate si las enanas marrones estarían mejor definidas por su proceso de formación que por límites de masa teóricos basados en reacciones de fusión nuclear. 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 a 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 enanas marrones, como 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, 2MASS J044144b y Oph 98 B.

El límite de masa de 13 Júpiter es una regla empírica en lugar de algo de importancia física precisa. Los objetos más grandes quemarán la mayor parte de su deuterio y los más pequeños quemarán solo un poco, y el valor de masa de 13 Júpiter se encuentra en algún punto intermedio. 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, lo que determina la opacidad atmosférica y, por lo tanto, la tasa de enfriamiento radiativo.

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

El Explorador de datos de exoplanetas 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 está motivada físicamente para los planetas con núcleos rocosos y es problemática desde el punto de vista de la observación debido al pecado i ambigüedad." El archivo de exoplanetas de la NASA incluye objetos con una masa (o masa mínima) igual o inferior a 30 masas de Júpiter.

Enana sub-marrón

Una comparación de tamaño entre el Sol, un enano sub-brown joven, y Júpiter. Como las edades enanas submarinas, gradualmente se enfriará y se reducirá.

Objetos debajo de 13 M_J, llamados sub-enana marrón o enana marrón de masa planetaria, se forman de la misma manera que las estrellas y las enanas marrones (es decir, a través del colapso de una nube de gas) pero tienen una masa por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio.

Algunos investigadores los llaman planetas que flotan libremente, mientras que otros los llaman enanas marrones de masa planetaria.

Papel de otras propiedades físicas en la estimación de la masa

Si bien las características espectroscópicas pueden ayudar a distinguir entre estrellas de baja masa y enanas marrones, a menudo es necesario estimar la masa para llegar a una conclusión. La teoría detrás de la estimación de 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 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. Sin la edad y la luminosidad, una estimación de 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 masa baja) 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 las enanas submarrones, incluso para estimaciones de edad relativamente altas. 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 se puede estimar a partir de la distribución de energía espectral. La estimación de la edad se puede hacer de dos maneras. O la enana marrón es joven y todavía tiene características espectrales asociadas con la juventud o la enana marrón se mueve conjuntamente con una estrella o grupo estelar (cúmulo o asociación de estrellas), que tienen estimaciones de edad más fáciles de obtener. Una enana marrón muy joven que se estudió más a fondo con este método es 2M1207 y su compañera 2M1207b. Según la ubicación, el movimiento propio y la firma espectral, se determinó que este objeto pertenecía a la asociación TW Hydrae de ~8 millones de años y se determinó que la masa del secundario estaba por debajo del límite de combustión de deuterio con 8 ± 2 MJ. Un ejemplo muy antiguo de una estimación de la edad que hace uso del co-movimiento es la enana marrón + la enana blanca binaria COCONUTS-1, donde la enana blanca tiene una edad total de 7.3+2.8
−1.6 mil 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 el paralaje de Gaia. Usando esta medida, los autores estimaron el radio, que luego se usó para estimar la masa de la enana marrón como 15.4+0.9
−0.8 M_J.

Observaciones

Clasificación de las enanas marrones

Clase espectral M

La visión del artista de un enano a finales de M

Estas son enanas marrones con una clase espectral de M5.5 o posterior; también se les llama enanas M tardías. Estas pueden considerarse enanas rojas a los ojos de algunos científicos. Muchas enanas marrones con tipo espectral M son objetos jóvenes, como Teide 1.

Clase espectral L

La visión del artista 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 165B, el genial compañero 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 óxidos metálicos (TiO, VO), sino por bandas de emisión de hidruros metálicos (FeH, CrH, MgH, CaH) y líneas atómicas prominentes de metales alcalinos (Na, K, Rb, Cs). A partir de 2013, se han identificado más de 900 enanas L, la mayoría mediante estudios de campo amplio: Two Micron All Sky Survey (2MASS), Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) y Sloan Digital Sky Survey (SDSS).). Esta clase espectral no solo contiene las enanas marrones, porque las estrellas más frías de la secuencia principal por encima de las enanas marrones (> 80 M_J) tienen la clase espectral L2 a L6.

Clase espectral T

La visión del artista de un enano T

Así como GD 165B es el prototipo de las enanas L, Gliese 229B es el prototipo de una segunda clase espectral nueva, las enanas T. Las enanas T son de color rosa-magenta. Mientras que los espectros de infrarrojo cercano (NIR) de las enanas L muestran fuertes bandas de absorción de H₂O y monóxido de carbono (CO), el espectro NIR de Gliese 229B está dominado por bandas de absorción de metano (CH₄), características que solo se encontraron en los planetas gigantes del Sistema Solar y Titán. CH₄, H₂O e hidrógeno molecular (H₂) absorción inducida por colisión (CIA) dan a Gliese 229B colores azules del 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 CH₄ de banda H y K. A partir de 2013, se conocen 355 enanas T. Los esquemas de clasificación NIR para enanas T han sido desarrollados recientemente por Adam Burgasser y Tom Geballe. 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 por enanas marrones. Debido a la absorción de sodio y potasio en la parte verde del espectro de las enanas T, se estima que la apariencia real de las enanas T para la percepción visual humana no es marrón, sino magenta. Se han detectado enanas marrones de clase T, como WISE 0316+4307, a más de 100 años luz del Sol.

Clase espectral Y

La 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 asignó la clase espectral T9. Tres ejemplos son las enanas marrones CFBDS J005910.90–011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 y ULAS J003402.77−005206.7. Los espectros de estos objetos tienen picos de absorción alrededor de 1,55 micrómetros. Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción del amoníaco y que esto debería tomarse como una indicación de la transición T-Y, lo que hace que estos objetos sean de tipo Y0. Sin embargo, la característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano, y otros autores han señalado que la asignación de la clase Y0 es prematura.

En abril de 2010, dos enanas submarrones ultrafrías recién descubiertas (UGPS 0722-05 y SDWFS 1433+35) se propusieron como prototipos para la clase espectral Y0.

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

Poco después de eso, Liu et al. publicó una cuenta de un "mucho frío" (c. 370 K (97 °C; 206 °F)) una enana marrón que orbita alrededor de otra enana marrón de muy baja masa y señaló que "dada su baja luminosidad, colores atípicos y temperatura fría, CFBDS J1458+10B es una candidato prometedor para la clase espectral Y hipotética."

En agosto de 2011, los científicos que utilizaron datos del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) de la NASA descubrieron seis objetos que clasificaron como enanos Y con temperaturas tan frías como 25 °C (298 K; 77 °F).

WISE 0458+6434 es el primer enano marrón ultra-cool (punto verde) descubierto por WISE. El verde y azul proviene de longitudes de onda infrarrojas mapeadas a colores visibles.

Los datos de WISE han revelado cientos de nuevas enanas marrones. De estos, catorce están clasificados como Y geniales. Una de las enanas Y, llamada WISE 1828+2650, era, en agosto de 2011, la poseedora del récord de la enana marrón más fría: al no emitir luz visible en absoluto, este tipo de objeto se parece más a los planetas que flotan libremente que a las estrellas. Inicialmente, se estimó que WISE 1828+2650 tenía una temperatura atmosférica inferior a 300 K (27 °C; 80 °F). Desde entonces, su temperatura ha sido revisada y las estimaciones más recientes la sitúan en el rango de 250 a 400 K (−23 a 127 °C; −10 a 260 °F).

En abril de 2014, se anunció WISE 0855−0714 con un perfil de temperatura estimado entre 225 y 260 K (−48 – −13 °C; −55–8 °F) y una masa de 3 a 10 MJ. También era inusual porque su paralaje observado significaba una distancia cercana a 7,2 ± 0,7 años luz del Sistema Solar.

El catálogo CatWISE combina la encuesta WISE y NEOWISE de la NASA. Expande el número de fuentes débiles y, por lo tanto, se usa para encontrar las enanas marrones más débiles, incluidas las enanas Y. Los investigadores de CatWISE descubrieron diecisiete enanas Y candidatas. El color inicial con el telescopio espacial Spitzer indicó que CW1446 es una de las enanas Y más rojas y frías. Datos adicionales con Spitzer mostraron que CW1446 es la quinta enana marrón más roja con una temperatura de aproximadamente 310 a 360 K (37–87 °C; 98–188 °F) a una distancia de aproximadamente 10 parsec.

Una búsqueda en el catálogo de CatWISE en 2019 reveló CWISEP J1935-1546, una de las enanas marrones más frías con una temperatura estimada de 270 a 360 K (−3–87 °C; 26–188 °F).

En enero de 2020, el descubrimiento de WISE J0830+2837, descubierto inicialmente por científicos ciudadanos del proyecto Backyard Worlds, se presentó en la 235.ª reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense. Esta enana Y está a 36,5 años luz de distancia del Sistema Solar y tiene una temperatura de unos 350 K (77 °C; 170 °F).

Papel de la mezcla vertical

Principales vías químicas que unen el monóxido de carbono y el metano. Los radicales de corta duración están marcados con un punto. Adoptado en Zahnle & Marley

En la atmósfera dominada por hidrógeno de las enanas marrones existe un equilibrio químico entre el monóxido de carbono y el metano. El monóxido de carbono reacciona con moléculas de hidrógeno y forma metano e hidroxi en esta reacción. El radical hidroxi podría reaccionar más tarde con el hidrógeno y formar moléculas de agua. En la otra dirección de la reacción, el metano reacciona con hidroxi y forma monóxido de carbono e hidrógeno. La reacción química se inclina hacia el monóxido de carbono a temperaturas más altas (enanas L) y presión más baja. A temperaturas más bajas (enanas T) y presiones más altas, la reacción se inclina hacia el metano y el metano predomina en el límite T/Y. Sin embargo, la mezcla vertical de la atmósfera puede hacer que el metano se hunda en las capas inferiores de la atmósfera y que el monóxido de carbono suba desde estas capas inferiores y más calientes. El monóxido de carbono reacciona lentamente de nuevo en metano debido a una barrera de energía que evita la ruptura de los enlaces C-O. Esto obliga a la atmósfera observable de una enana marrón a estar en desequilibrio químico. La transición L/T se define principalmente con la transición de una atmósfera dominada por monóxido de carbono en 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 los exoplanetas gigantes. Esto empuja la transición L/T a temperaturas más bajas para los exoplanetas gigantes. Para las enanas marrones, esta transición ocurre alrededor de los 1200 K. El exoplaneta HR 8799c, por otro lado, no muestra metano, aunque tiene una temperatura de 1100 K.

La transición entre las enanas T/Y suele definirse en torno a los 500 K debido a la falta de observaciones espectrales de estos objetos fríos y tenues. 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. La mezcla vertical, las nubes, la metalicidad, la fotoquímica, los rayos, los impactos y los catalizadores metálicos pueden influir en la temperatura a la que se produce la transición L/T y T/Y.

Características secundarias

Las enanas marrones jóvenes tienen gravedades superficiales bajas porque tienen radios más grandes y masas más bajas en comparación con las estrellas de campo de tipo espectral similar. Estas fuentes están marcadas con una letra beta (β) para gravedad superficial intermedia y gamma (γ) para gravedad superficial baja. La indicación de baja gravedad superficial son líneas débiles de CaH, K I y Na I, así como una línea fuerte de VO. Alfa (α) representa la gravedad normal de la superficie y generalmente se deja caer. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se indica con un delta (δ). El sufijo "pec" significa peculiar. El sufijo peculiar todavía se usa para otras características que son inusuales y resumen diferentes propiedades, indicativas de baja gravedad superficial, subenanas y binarias no resueltas. El prefijo sd significa subenano y solo incluye subenanos geniales. Este prefijo indica una metalicidad baja y propiedades cinemáticas que son más similares a las estrellas de halo que a las estrellas de disco. Los subenanos aparecen más azules que los objetos de disco. El sufijo rojo describe objetos de color rojo, pero de mayor edad. Esto no se interpreta como baja gravedad superficial, sino como un alto contenido de polvo. El sufijo azul describe objetos con colores azules del infrarrojo cercano que no se pueden explicar con baja metalicidad. Algunos se explican como binarios L+T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550 y se explican con nubes finas y/o de grano grande.

Propiedades espectrales y atmosféricas de las enanas marrones

La ilustración del artista de la estructura interior de un enano marrón. Las capas de nube a ciertas profundidades se compensan como resultado del cambio de capas.

La mayoría 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 través de la secuencia enana tardía M, -L y -T dan como resultado un rico espectro infrarrojo cercano 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 fuera del estado gaseoso y la formación de granos.

Viento medido (Spitzer ST; Concepto Artista; 9 Apr 2020)

Las atmósferas típicas de las enanas marrones conocidas varían en temperatura desde 2200 hasta 750 K. En comparación con las estrellas, que se calientan con una fusión interna constante, las enanas marrones se enfrían rápidamente con el tiempo; las enanas más masivas se enfrían más lentamente que las menos masivas. Existe alguna evidencia de que el enfriamiento de las enanas marrones se ralentiza en la transición entre las clases espectrales L y T (alrededor de 1000 K).

Las observaciones de candidatas a enanas marrones conocidas han revelado un patrón de brillo y atenuación de las emisiones infrarrojas que sugiere patrones de nubes opacas y relativamente frías que oscurecen un interior cálido agitado por vientos extremos. Se cree que el clima en tales cuerpos es extremadamente fuerte, comparable pero muy superior a las famosas tormentas de Júpiter.

El 8 de enero de 2013, los astrónomos, utilizando los telescopios espaciales Hubble y Spitzer de la NASA, sondearon la atmósfera tormentosa de una enana marrón llamada 2MASS J22282889–4310262, creando el "mapa meteorológico" de una enana marrón hasta ahora. Muestra nubes del tamaño de un planeta impulsadas por el viento. La nueva investigación es un trampolín hacia una mejor comprensión no solo de las enanas marrones, sino también de las atmósferas de los planetas más allá del Sistema Solar.

En abril de 2020, los científicos informaron velocidades de viento de +650 ± 310 metros por segundo (hasta 1450 millas por hora) en la enana marrón cercana 2MASS J10475385+2124234. Para calcular las medidas, los científicos compararon el movimiento de rotación de las características atmosféricas, determinado por los cambios de brillo, con la rotación electromagnética generada por el interior de la enana marrón. Los resultados confirmaron predicciones previas de que las enanas marrones tendrían fuertes vientos. Los científicos tienen la esperanza de que este método de comparación pueda usarse para explorar la dinámica atmosférica de otras enanas marrones y planetas extrasolares.

Técnicas de observación

Enanos marrones Teide 1, Gliese 229B, y WISE 1828+2650 en comparación con la enana roja Gliese 229A, Júpiter y nuestro Sol

Los coronagramas se han utilizado recientemente para detectar objetos tenues que orbitan estrellas visibles brillantes, incluida Gliese 229B.

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

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

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

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

Hitos

• 1995: Primera enana marrón verificada. Teide 1, objeto M8 en el clúster de Pleiades, es elegido con una CCD en el Observatorio Español de Roque de los Muchachos del Instituto de Astrofísica de Canarias.
• Primera enana marrón metano verificada. Gliese 229B es descubierto orbitando enana roja Gliese 229A (20 ly away) usando un coronaógrafo óptico adaptativo para afilar imágenes del telescopio de 60 pulgadas (1.5 m) que refleja el observatorio de Palomar en el Monte Palomar del Sur de California; espectroscopia infrarroja de seguimiento hecha con su telescopio de 200 pulgadas (5.1 m) Hale muestra una abundancia de metano.
• 1998: Primer enano marrón emisor de rayos X encontrado. Cha Halpha 1, un objeto M8 en la nube oscura Chamaeleon I, está determinado a ser una fuente de rayos X, similar a estrellas convectivas de tipo tardío.
• 15 December 1999: First X-ray flare detect from a brown enwarf. Un equipo en la Universidad de California monitoreando LP 944-20 (60M_J, 16 ly away) a través del Observatorio de rayos X Chandra, captura una bengala de 2 horas.
• 27 de julio de 2000: Primera emisión de radio (en bengala y quiescencia) detectada en un enano marrón. Un equipo de estudiantes en el Array Muy Grande detectó la emisión del LP 944-20.
• 30 April 2004: First detection of a candidate exoplanet around a brown enwarf: 2M1207b discovered with the VLT and the first directly imaged exoplanet.
• 20 marzo 2013: descubrimiento del sistema de enana marrón más cercano: Luhman 16.
• 25 de abril de 2014: Enana marrón más conocida descubierta. WISE 0855−0714 está a 7.2 años luz de distancia (el séptimo sistema más cercano al Sol) y tiene una temperatura entre −48 a −13 °C.

Enana marrón como fuente de rayos X

Chandra imagen de LP 944-20 antes de la bengala y durante la bengala

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

Sin una fuente de energía nuclear central potente, el interior de una enana marrón se encuentra en un estado de rápida ebullición 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 fuerte campo magnético enredado cerca de la superficie. La llamarada observada por Chandra desde LP 944-20 podría tener su origen en el material caliente magnetizado turbulento debajo de la superficie de la enana marrón. Una llamarada debajo de la superficie podría conducir el calor a la atmósfera, permitiendo que las corrientes eléctricas fluyan y produzcan una llamarada de rayos X, como un relámpago. La ausencia de rayos X de LP 944-20 durante el período sin quema también es un resultado significativo. Establece el límite de observación más bajo en la potencia constante de rayos X producida por una enana marrón y muestra que las coronas dejan de existir cuando la temperatura de la superficie de una enana marrón se enfría por debajo de los 2.800 K y se vuelve eléctricamente neutra.

Usando 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. Esta es la primera vez que una enana marrón tan cerca de su(s) estrella(s) madre(s) (estrellas similares al Sol TWA 5A) ha sido resuelta en rayos X. "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 centígrados", dijo Yohko Tsuboi, de la Universidad de Chuo en Tokio. "Esta enana marrón es tan brillante como el Sol actual en luz de rayos X, mientras que es cincuenta veces menos masiva que el Sol", dijo Tsuboi. "Esta observación, por lo tanto, plantea la posibilidad de que incluso los planetas masivos puedan emitir rayos X por sí mismos durante su juventud".

Enanas marrones como fuentes de radio

La primera enana marrón que se descubrió que emitía señales de radio fue LP 944-20, que se observó en función de su emisión de rayos X. Aproximadamente del 5 al 10 % de las enanas marrones parecen tener fuertes campos magnéticos y emiten ondas de radio, y puede haber hasta 40 enanas marrones magnéticas dentro de 25 pc del Sol según el modelo de Monte Carlo y su densidad espacial promedio. El poder de las emisiones de radio de las enanas marrones es aproximadamente constante a pesar de las variaciones en sus temperaturas. Las enanas marrones pueden mantener campos magnéticos de hasta 6 kG de fuerza. Los astrónomos han estimado que las magnetosferas de las enanas marrones abarcan una altitud de aproximadamente 10⁷ m dadas las propiedades de sus emisiones de radio. 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 ser emitidas desde regiones activas. La inversión regular y periódica de la orientación de las ondas de radio puede indicar que los campos magnéticos de las enanas marrones invierten periódicamente la polaridad. Estas inversiones pueden ser el resultado de un ciclo de actividad magnética enana marrón, similar al ciclo solar.

Enanas marrones binarias

Imágenes multi-epoch de binarios enana marrón tomadas con el telescopio espacial Hubble. El binario Luhman 16 AB (izquierda) está más cerca del Sistema Solar que los otros ejemplos que se muestran aquí.

Las observaciones de la órbita de los sistemas binarios que contienen enanas marrones se pueden utilizar para medir la masa de la enana marrón. En el caso de 2MASSW J0746425+2000321, el secundario pesa el 6% de la masa solar. Esta medida se llama masa dinámica. El sistema de enanas marrones 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.

El sistema binario amplio 2M1101AB fue el primer binario con una separación superior a 20 AU. 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 interrumpen en edades de 1 a 10 millones de años. La existencia de este sistema también es inconsistente con la hipótesis de eyección. 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.

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

Hay otros sistemas binarios interesantes, como el sistema de enana marrón binaria eclipsante 2MASS J05352184–0546085. 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.

Las enanas marrones alrededor de las enanas blancas son bastante raras. GD 165B, el prototipo de las enanas L, es uno de esos sistemas. Los sistemas con enanas marrones cercanas bloqueadas por mareas que orbitan alrededor de enanas blancas pertenecen a los binarios de sobre común posteriores o PCEB. Solo se conocen 8 PCEB confirmados que contienen una enana blanca con una enana marrón como compañera, incluido WD 0137-349 AB. En la historia pasada de estas binarias cercanas de enana blanca y enana marrón, la estrella en la fase de gigante roja engulle a la enana marrón. Las enanas marrones con una masa inferior a 20 masas de Júpiter se evaporarían durante el engullimiento. La escasez de enanas marrones que orbitan cerca de las 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. El PCEB podría evolucionar hacia una estrella variable catastrófica (CV*) con la enana marrón como donante y, en la última etapa del sistema, el binario podría fusionarse. La nova CK Vulpeculae podría ser el resultado de una fusión de enana blanca y enana marrón.

Acontecimientos recientes

Una visualización que representa un mapa tridimensional de enanos marrones (puntos rojos) que han sido descubiertos dentro de 65 años luz del Sol

Las estimaciones de las poblaciones de enanas marrones en la vecindad solar sugieren que puede haber hasta seis estrellas por cada enana marrón. Una estimación más reciente de 2017 utilizando el joven cúmulo estelar masivo RCW 38 concluyó que la galaxia de la Vía Láctea contiene entre 25 y 100 mil millones de enanas marrones. (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 supervisó las variaciones de brillo infrarrojo en las enanas marrones causadas por una capa de nubes de grosor variable. Las observaciones revelaron ondas a gran escala que se propagan en las atmósferas de las enanas marrones (de manera similar a la atmósfera de Neptuno y otros planetas gigantes del Sistema Solar). Estas ondas atmosféricas modulan el espesor de las nubes y se propagan con diferentes velocidades (probablemente debido a la rotación diferencial).

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

Formación y evolución

El jet HH 1165 lanzado por el enano marrón Mayrit 1701117 en la periferia exterior del cúmulo de sigma Orionis

Las enanas marrones se forman de manera similar a las estrellas y están rodeadas de discos protoplanetarios, como Cha 110913−773444. A partir de 2017, solo hay una enana protomarrón 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. Mayrit 1701117 lanza el jet H 1165 de 0,7 años luz de largo, que se ve principalmente en azufre ionizado.

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. Dada la pequeña masa de discos de enanas marrones, la mayoría de los planetas serán planetas terrestres en lugar de gigantes gaseosos. 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. 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.

La enana marrón Cha 110913−773444, ubicada a 500 años luz de distancia en la constelación Chamaeleon, puede estar en proceso de formar un sistema planetario en miniatura. Astrónomos de la Universidad Estatal de Pensilvania han detectado lo que creen que es un disco de gas y polvo similar al que se supone que formó el Sistema Solar. Cha 110913−773444 es la enana marrón más pequeña encontrada hasta la fecha (8 M_J), y si formara un planetario sistema, sería el objeto más pequeño conocido en tener uno.

Planetas alrededor de enanas marrones

La impresión del artista de un disco de polvo y gas alrededor de un enano marrón

Los objetos de masa planetaria de 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 deduce de masas relativamente grandes y órbitas grandes. El primer descubrimiento de un compañero de baja masa que orbita una enana marrón (ChaHα8) a una distancia orbital pequeña utilizando la técnica de velocidad radial allanó el camino para la detección de planetas alrededor de enanas marrones en órbitas de unas pocas UA o más pequeñas. Sin embargo, con una relación de masa entre la compañera y la primaria en ChaHα8 de alrededor de 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.

Es probable que los planetas que rodean a las enanas marrones sean planetas de carbono sin agua.

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.

Habitabilidad

Se ha estudiado la habitabilidad de planetas hipotéticos que orbitan enanas marrones. Los modelos informáticos que sugieren condiciones para que estos cuerpos tengan planetas habitables son muy estrictos, siendo la zona habitable estrecha, cercana (enana T 0,005 UA) y decreciente con el tiempo, debido al enfriamiento de la enana marrón (se fusionan durante un máximo de 10 millones de años).). Las órbitas allí tendrían que tener una excentricidad extremadamente baja (del orden de 10 a menos 6) para evitar fuertes fuerzas de marea que desencadenarían un efecto invernadero desbocado en los planetas, haciéndolos inhabitables. Tampoco habría lunas.

Enanas marrones superlativas

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

Tabla de primeros

Tabla de extremos

Galería

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  Pintura enana marrón