Enana marrón

Concepción artística de una enana marrón de tipo-T

Comparación: la mayoría de las enanas marrones son apenas más grandes queJúpiter(10-15 %), pero pueden ser hasta 75 veces más masivas debido a su alta densidad.

Lasenanas marronesson objetos subestelares que no son lo suficientemente masivos como para mantenerreacciones nuclearescontinuas defusióndelhidrógeno-1en su núcleo, a diferencia de lasestrellasde lasecuencia principal.Las enanas marrones ocupan el rango de masas entre losplanetas gigantes gaseososmás pesados y las estrellas más ligeras, con un límite superior de masas relativamente bien conocido, estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas $M_{J}$ ,según el grado demetalicidad.Las enanas marrones más pesadas que 13 $M_{J}$ se cree que fusionandeuterioy que las mayores de 65 $M_{J}$ fusionanlitio.A partir de 65 $M_{J}$ ,además de deuterio también quemantritio.Sin embargo, apenas tienen diferenciación química según la profundidad, ya que han sufrido en algún momento de su vidaconveccióndesde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión deisótoposresiduales.

La quema deldeuteriose produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000K.Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente, dicha reacción no puede sostener elcolapso gravitatorio.Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas «fallidas», ya que contienen los mismos materiales que una estrella como elSol,pero con muy poca masa para brillar. Son muy parecidas a losplanetas gaseosos;no son del todo planetas, pero tampoco son estrellas.

Las diferencias que definen a una enana marrón de masa muy baja de un gigante de gas (~13 $M_{J}$ ) son cuestiones de debate. Una escuela de pensamiento se basa en la formación; la otra, en la física del interior. Una parte de las preocupaciones del debate es si las "enanas marrones" deben, por definición, haber experimentado la fusión en algún momento de su historia.

Las estrellas se clasifican por laclase espectral,siendo las enanas marrones designadas como de tiposM,L,TeY.A pesar de su nombre, las enanas marrones son de diferentes colores. Muchas enanas marrones es probable que aparezcan comomagentapara el ojo humano, o posiblemente naranjas o rojas. Las enanas marrones no son muy luminosas en longitudes de onda visibles.

Algunos planetas conocidos que orbitan enanas marrones son:2M1207 b,MOA-2007-BLG-192-L by2MASS J044144.

A una distancia de unos 6,5años luz,la enana marrón más cercana conocida esLuhman 16,un sistema binario de enanas marrones descubierto en 2013. DENIS-P J082303.1-491201 b está enumerado como elexoplaneta más masivo conocido(a partir de marzo de 2014) en el archivo de exoplanetas de laNASA,a pesar de tener una masa (28,5 ± 1,9 $M_{J}$ ) más de dos veces que el punto de corte de 13 masas jovianas entre planetas y enanas marrones.

Notas históricas

En 1963 el astrofísico de origen indioShiv Kumar^[1] fue el primero en estudiar teóricamente la evolución y propiedades de estrellas de masa muy inferior a las que se conocían por aquel entonces. Sus cálculos corresponderían a lo que hoy denominamos enanas marrones. Kumar denominó a estos objetosenanas negras.El nombreBrown Dwarffue propuesto en 1975 por la astrofísicaJill Tarter,famosa por ser la portavoz del proyectoSETI.Existe discrepancia acerca del uso de los nombresenana marrónoenana caféa nivel mundial, aunque en español se ha impuestoenana marrónmayoritariamente. La primera enana marrón verificada fueTeide 1,en 1995, en el telescopioIAC-80delObservatorio del Teide(Tenerife), por un grupo español de astrofísicos pertenecientes alIACy dirigidos porRafael Rebolo López.La enana marrón mejor caracterizada esGliese 229B,la compañera de menor masa de la estrellaGliese 229.

Identificación y prueba de litio

Ellitioes un elemento especialmente interesante para diferenciar estos objetos de las estrellas de baja masa, ya que es destruido rápidamente en las reacciones de fusión del hidrógeno (en concreto en lascadenas PPII) debido a que reacciona con el hidrógeno a tan solo 1.000.000 K. Las estrellas poco masivas (< 0,1M_S) son enteramenteconvectivas,por lo que sus interiores están bien mezclados y el litio se quema junto con el hidrógeno en pocos millones de años. En cambio, las estrellas de masas similares o mayores que la del Sol sí que mantienen litio en sus atmósferas, ya que la convección no logra penetrar hasta el núcleo. En una enana marrón, debido a su baja masa, el hidrógeno no llega a alcanzar las temperaturas y presiones necesarias para desencadenar su fusión y el litio no es destruido, permaneciendo en la enana marrón durante toda su existencia. Este litio puede ser detectado a través de susespectros de emisióncaracterísticos, constituyendo esta prueba el modo clásico de identificación de enanas marrones. La prueba fue usada por primera vez por el grupo delIACcapitaneado porRafael Rebolo López.La prueba no es perfecta, ya que puede haber estrellas muy poco masivas en las que la quema del litio aún no haya concluido debido a su lentitud en las reacciones. También se barajó la posibilidad de medir la ausencia de deuterio para comprobar si se trata de una enana marrón o no, pero este dato se reveló más difícil de medir, ya que las líneas espectrales del hidrógeno y el deuterio son muy parecidas.

Brillo y tipo espectral

La emisión de poca energía por parte de estos astros lleva a que sea muy difícil observarlos de una manera directa desde grandes distancias. A pesar de esto, varios centenares de enanas marrones han sido identificadas, con temperaturas superficiales que varían entre 800 y 2000grados Celsius.La temperatura superficial es una función creciente con la masa y decreciente con la edad del objeto.

Enanas marrones y planetas extrasolares

Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. En particular, se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional de una nube molecular. En 2003 se detectó en laconstelación de Oriónun grupo de objetos de tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masasjovianas.

Los objetos de masa planetaria super-Júpiter2M1207by2MASS J044144que están en órbita de enanas marrones a grandes distancias orbitales pueden haberse formado por colapso de nubes en lugar de acreción y por lo tanto pueden ser enanas marrones submarinas en lugar de planetas, lo que se deduce de masas relativamente grandes y Grandes órbitas. El primer descubrimiento de un compañero de baja masa orbitando una enana marrón (ChaHα8) a una pequeña distancia orbital usando la técnica de velocidad radial pavimentó el camino para la detección de planetas alrededor de enanas marrones en órbitas de unos AU o más pequeños.^[3]^[4] Sin embargo, con una relación de masa entre el compañero y el primario en ChaHα8 de aproximadamente 0,3, este sistema se parece más bien a una estrella binaria. Luego, en 2013, el primer compañero de masa planetaria (OGLE-2012-BLG-0358L b) en una órbita relativamente pequeña fue descubierto orbitando una enana marrón.^[5] En 2015, se encontró el primer planeta de masa terrestre orbitando una enana marrón, OGLE-2013-BLG-0723LBb.^[6]

Se ha encontrado 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 habrá planetas formados por acreción alrededor de enanas marrones.^[7] Dada la pequeña masa de discos enanos 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, porque tienen aproximadamente el mismo diámetro, esto daría una buena señal para la detección por el tránsito. La zona de acreción para los planetas alrededor de una enana marrón está muy cerca de la propia enana marrón, por lo que las fuerzas de marea tendrían un efecto fuerte.

Los planetas alrededor de las enanas marrones son probablemente planetas de carbono sin agua.^[8]

Un estudio de 2016, basado en observaciones con Spitzer estima que 175 enanas marrones necesitan ser monitoreadas para garantizar (95%) al menos una detección de un planeta.^[9]

Habitabilidad

La posible habitabilidad de planetas que orbitaran una enana marrón ha sido estudiada, y dichos estudios muestran que las condiciones para que uno de estos astros tenga unplaneta habitableson extremadamente estrictas debido tanto a que lazona habitablees muy estrecha (y además estrechándose y acercándose a la enana marrón al ir enfriándose el astro con el tiempo), como a que en particular laexcentricidad orbitalde tales planetas debe de ser extremadamente baja (del orden de 10^-6) para evitar que se creenfuerzas de mareaque acaben por producir en ellos unefecto invernadero descontroladoque los vuelva inhabitables.^[10]

Véase también

Enlaces externos

Wikimedia Commonsalberga una galería multimedia sobreEnana marrón.
Imagen del Telescopio Espacial Hubble de Gliese 229B Archivadoel 4 de marzo de 2016 enWayback Machine.
Artículo de divulgación en castellano.Archivadoel 20 de junio de 2018 enWayback Machine.
Proyecto CelestiaActividad educativa: Vida y muerte de las estrellas
HubbleSite newscenter – Weather patterns on a brown dwarf (HubbleSite newscenter - Patrones climáticos en una enana marrón)(en inglés)
Allard, France; Homeier, Derek (2007). «Brown dwarfs (Enanas marrones)».Scholarpedia(en inglés)2:4475.Bibcode:2007SchpJ...2.4475A.doi:10.4249/scholarpedia.4475.

Historia

Kumar, Shiv S.;Low-Luminosity Stars.Gordon and Breach, Londres, 1969-un primer documento de visión general sobre las enanas marrones
The Columbia Encyclopedia: "Brown Dwarfs" ( "Enanas marrones" )(en inglés)

Detalles

Una lista actual de enanas L y T(en inglés)
Una definición geológica de las enanas marrones,contrastada con estrellas y planetas (vía Berkeley)(en inglés)
Páginas de I. Neill Reid en el Space Telescope Science Institute(en inglés):
- Sobre el análisis espectralde enanas M, enanas L y enanas T
- Características de temperatura y masade las enanas de baja temperatura
First X-ray from brown dwarf observed,Spaceref, 2000(en inglés)
Montes, David;"Brown Dwarfs and ultracool dwarfs (late-M, L, T)",Universidad Complutense de Madrid(en inglés)
Wild Weather: Iron Rain on Failed Stars- científicos están investigando sorprendentes patrones climáticos en las enanas marrones, Space, 2006(en inglés)
NASA Brown dwarf detectives (Detectives de enanas marrones de la NASA)(en inglés)Archivadoel 17 de octubre de 2014 enWayback Machine.-Información detallada en forma simplificada
Brown Dwarfs-Sitio web con información general sobre las enanas marrones (tiene muchas impresiones artísticas detalladas y coloridas)(en inglés)

Estrellas

Cha H Alpha 1estadísticas e historia(en inglés)
"Un censo de enanas marrones observadas"(no todas confirmadas), 1998(en inglés)
Luhman, Kevin L.; Adame, Lucía; d'Alessio, Paola; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee; Megeath, S. Thomas; Fazio, Giovanni G. (2005). «Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk (Descubrimiento de una enana marrón de masa planetaria con un disco circunestelar)».The Astrophysical Journal(en inglés)635(1): L93-L96.Bibcode:2005ApJ...635L..93L.S2CID 11685964.arXiv:astro-ph/0511807.doi:10.1086/498868.
Michaud, Peter; Heyer, Inge; Leggett, Sandy K.; y Adamson, Andy; "Discovery Narrows the Gap Between Planets and Brown Dwarfs", Gemini and Joint Astronomy Centre, 2007.(en inglés)
Deacon, Niall R.; y Hambly, Nigel C.; "Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs", 2006(en inglés)

Lecturas adicionales

Referencias

↑«A short biography of Dr. Shiv S. Kumar».galileoinstitute(en inglés).Consultado el 1 de julio de 2020.
↑«Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets».ESO Press Release.Archivado desdeel originalel 3 de diciembre de 2012.Consultado el 3 de diciembre de 2012.
↑Joergens, V.; Müller, A. (2007). «16–20 MJup Radial Velocity Companion Orbiting the Brown Dwarf Candidate Cha Hα 8».The Astrophysical Journal666(2): L113-L116.Bibcode:2007ApJ...666L.113J.arXiv:0707.3744.doi:10.1086/521825.
↑Joergens, V.; Müller, A.; Reffert, S. (2010). «Improved radial velocity orbit of the young binary brown dwarf candidate Cha Hα 8».Astronomy and Astrophysics521(A24): A24.Bibcode:2010A&A...521A..24J.arXiv:1006.2383.doi:10.1051/0004-6361/201014853.
↑«First Planet Discovered Orbiting a Brown Dwarf».MIT Technology Review. 29 de julio de 2013. Archivado desdeel originalel 16 de octubre de 2015.Consultado el 29 de julio de 2013.
↑A Venus-Mass Planet Orbiting a Brown Dwarf: Missing Link between Planets and Moons,A. Udalski, Y. K. Jung, C. Han, A. Gould, S. Kozlowski, J. Skowron, R. Poleski, I. Soszyński, P. Pietrukowicz, P. Mróz, M. K. Szymański, Ł. Wyrzykowski, K. Ulaczyk, G. Pietrzyński, Y. Shvartzvald, D. Maoz, S. Kaspi, B. S. Gaudi, K.-H. Hwang, J.-Y. Choi, I.-G. Shin, H. Park, V. Bozza, (Submitted on 9 Jul 2015 (v1), last revised 13 Jul 2015 (this version, v2))
↑The onset of planet formation in brown dwarf disks,Dániel Apai, Ilaria Pascucci, Jeroen Bouwman, Antonella Natta, Thomas Henning, Cornelis P. Dullemond
↑The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs,Ilaria Pascucci (LPL), Greg Herczeg (Kavli Institute), John Carr (NRL), Simon Bruderer (MPE), (Submitted on 5 Nov 2013)
↑https://arxiv.org/pdf/1609.05053.pdfFirst limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs.
↑ Barnes, Rory; Heller, René (2011). «Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary».Astrobiology13(3): 279-291.Bibcode:2013AsBio..13..279B.arXiv:1211.6467.doi:10.1089/ast.2012.0867.

Datos:Q101600
Multimedia:Brown dwarfs/Q101600

[1] «A short biography of Dr. Shiv S. Kumar».galileoinstitute(en inglés).Consultado el 1 de julio de 2020.

[2] «Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets».ESO Press Release.Archivado desdeel originalel 3 de diciembre de 2012.Consultado el 3 de diciembre de 2012.

[3] Joergens, V.; Müller, A. (2007). «16–20 MJup Radial Velocity Companion Orbiting the Brown Dwarf Candidate Cha Hα 8».The Astrophysical Journal666(2): L113-L116.Bibcode:2007ApJ...666L.113J.arXiv:0707.3744.doi:10.1086/521825.

[4] Joergens, V.; Müller, A.; Reffert, S. (2010). «Improved radial velocity orbit of the young binary brown dwarf candidate Cha Hα 8».Astronomy and Astrophysics521(A24): A24.Bibcode:2010A&A...521A..24J.arXiv:1006.2383.doi:10.1051/0004-6361/201014853.

[5] «First Planet Discovered Orbiting a Brown Dwarf».MIT Technology Review. 29 de julio de 2013. Archivado desdeel originalel 16 de octubre de 2015.Consultado el 29 de julio de 2013.

[6] A Venus-Mass Planet Orbiting a Brown Dwarf: Missing Link between Planets and Moons,A. Udalski, Y. K. Jung, C. Han, A. Gould, S. Kozlowski, J. Skowron, R. Poleski, I. Soszyński, P. Pietrukowicz, P. Mróz, M. K. Szymański, Ł. Wyrzykowski, K. Ulaczyk, G. Pietrzyński, Y. Shvartzvald, D. Maoz, S. Kaspi, B. S. Gaudi, K.-H. Hwang, J.-Y. Choi, I.-G. Shin, H. Park, V. Bozza, (Submitted on 9 Jul 2015 (v1), last revised 13 Jul 2015 (this version, v2))

[7] The onset of planet formation in brown dwarf disks,Dániel Apai, Ilaria Pascucci, Jeroen Bouwman, Antonella Natta, Thomas Henning, Cornelis P. Dullemond

[8] The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs,Ilaria Pascucci (LPL), Greg Herczeg (Kavli Institute), John Carr (NRL), Simon Bruderer (MPE), (Submitted on 5 Nov 2013)

[9] ttps://arxiv.org/pdf/1609.05053.pdfFirst limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs.

[10] Barnes, Rory; Heller, René (2011). «Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary».Astrobiology13(3): 279-291.Bibcode:2013AsBio..13..279B.arXiv:1211.6467.doi:10.1089/ast.2012.0867.

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