Enana marrón

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Las enanas marrones son un tipo particular de objeto celeste , que tienen una masa mayor que la de un planeta , pero menor que el 7.5-8% de la masa del Sol , correspondiente a 75–80 M J (masas de Júpiter), que se considera la masa mínima para que se produzca la fusión de estrellas con hidrógeno-1 [1] . El límite mínimo que separa a los gigantes gaseosos masivos y las subenanas marrones de las enanas marrones es de aproximadamente 13 M J , límite más allá del cual tiene lugar la fusión del deuterio , mientras que más allá ~ 65 M J también se produce la fusión del litio [1] .

En las primeras etapas de su vida, la mayoría de las enanas marrones generan algo de energía gracias a la fusión de litio y deuterio , elementos mucho más fáciles de fusionar que el hidrógeno-1 y que de hecho están ausentes en las estrellas normales y consumen en muy poco tiempo. La presencia de litio es, por tanto, un fuerte indicio de que un objeto de baja masa es una enana marrón [2] . Otra fuente de energía es la lenta contracción de la enana marrón, que así se calienta mediante el mecanismo de Kelvin-Helmholtz [3] .

Las enanas marrones se dividen según su clasificación espectral : las principales clases utilizadas son M, L, T e Y, donde las más calientes se recogen en la clase M y las más frías en la clase Y [4] . A pesar de su nombre, la mayoría de las enanas marrones parecerían rojizas al ojo humano [5] .

La enana marrón más cercana descubierta es WISE 1049-5319 , que se encuentra a 6,5 años luz de distancia . En realidad, es un sistema binario de enanas marrones, identificado en 2013 [6] [7] .

Historia de observaciones

La enana marrón Gliese 229 B es el punto de luz en el centro de la imagen, junto a la enana roja mucho más brillante Gliese 229 A.

En 1963 Shiv Kumar fue el primero en proponer la hipótesis de que el proceso de formación de estrellas podría llevar a la aparición de objetos que no alcanzan, debido a su pequeña masa, la temperatura necesaria para la fusión del hidrógeno [8] [9] . Inicialmente se les llamó enanas negras , una designación que significaba objetos subestelares oscuros que flotan libremente en el espacio y que tenían muy poca masa para soportar la fusión estable del hidrógeno [8] . Los nombres alternativos fueron planetar y substella . El nombre de enana marrón fue propuesto por primera vez en 1975 por Jill Tarter [10] .

Las primeras teorías sobre la naturaleza de estos objetos sugirieron que los objetos de la Población I con una masa menor a 0.07 M y los objetos de la Población II con una masa menor a 0.09 M nunca evolucionarían como estrellas normales y se convertirían en estrellas degeneradas [8] . Fue solo a fines de la década de 1980 que se comenzó a comprender que los cuerpos con una masa superior a aproximadamente 0,013 M podían fusionar el deuterio . Sin embargo, la instrumentación disponible en ese momento no permitía la identificación de estos cuerpos celestes, que emiten una luz muy débil en el visible . De hecho, emiten la mayor parte de la radiación en el infrarrojo , pero en esos años los detectores de infrarrojos terrestres eran demasiado imprecisos para identificar las enanas marrones.

Desde entonces, se han probado varios métodos para buscar estos objetos. Una de ellas consiste en escanear el cielo cerca de estrellas visibles: dado que más de la mitad de las estrellas existentes son sistemas binarios, se puede esperar que la compañera de algunas de ellas sea una enana marrón. Además, la observación visual de la enana marrón no es necesaria en estos casos, pero es suficiente la detección de su presencia mediante el método de velocidad radial . Otro método es la observación de cúmulos de estrellas : dado que en las primeras etapas de su existencia las enanas marrones son relativamente más brillantes debido a la fusión del deuterio y dado que los cúmulos de estrellas son formaciones relativamente jóvenes, se puede esperar observar entre los cúmulos más tenues y rojos también de color marrón. enanos. Un tercer método es que incluso las estrellas de masa más pequeña queman litio dentro de los 100 millones de años de su formación, mientras que las enanas marrones con una masa de menos de 0,06 M nunca lo queman. Por tanto, la presencia de litio en el espectro de un cuerpo constituye una prueba de que se trata de una enana marrón [10] .

A pesar de los múltiples intentos, los esfuerzos para detectar las enanas marrones fueron inicialmente frustrantes y no tuvieron éxito. En 1988, sin embargo, los profesores de UCLA Eric Becklin y Ben Zuckerman vieron a un débil compañero de la enana blanca GD 165, a una distancia de 120 au de la principal [11] . El espectro de GD 165 B mostró picos de radiación que se desplazaron mucho hacia el infrarrojo. Quedó claro que GD 165 B era un objeto más frío que la enana roja menos caliente conocida hasta ahora, con una temperatura superficial de 2 100 K [11] . No quedó claro de inmediato si GD 165 B era una estrella de muy baja masa o una enana marrón [12] [13] . Más tarde se descubrió que, aunque la masa de GD 165 B está cerca de la masa de transición entre las enanas marrones y las estrellas, probablemente sea una enana marrón [14] .

Durante algunos años, GD 165 B siguió siendo el único objeto descubierto que tenía sus propias características peculiares. En 1995, sin embargo, se identificó un objeto cuyas propiedades permitieron indudablemente ser catalogado como una enana marrón. Se trataba del Teide 1 , cuyo descubrimiento se anunció en un artículo publicado en la revista Nature el 14 de septiembre de 1995 [15] . Este objeto se observó en el Pleiades clúster en enero de 1994 a través de imágenes recogidas por un equipo de la Instituto de Astrofísica de Canarias , que utilizó un telescopio de 80 cm; posteriormente, su espectro fue detectado por el Telescopio William Herschel de 4,2 m ubicado en el Roque de los Muchachos ( Las Palmas ) [15] . En noviembre de 1995, se observó el Teide 1 a través de los telescopios Keck ubicados en las islas hawaianas [16] . El espectro obtenido a través de este telescopio y el hecho de que se conozca la distancia y edad de las Pléyades nos ha permitido determinar que la masa del Teide 1 es de unos 55 M J , muy por debajo del límite que divide las estrellas de las enanas marrones. Además, la línea a se identificó en el espectro del objeto. 670,8 nm de litio, lo que indica que no se produjeron reacciones termonucleares de fusión de hidrógeno dentro de su núcleo. La temperatura superficial del Teide 1 ronda los 2600 K [16] . En 1999, con la llegada de 2MASS , el equipo dirigido por J. Davy Kirkpatrick descubrió varios otros objetos con características similares a los de GD 165 B y Teide 1, que fueron recogidos en una nueva clase espectral, con las iniciales "L" [ 17] .

Tamaños relativos estimados de Júpiter , las enanas marrones Gliese 229 B y Teide 1 , la enana roja Gliese 229 A y el Sol.

Mientras tanto, sin embargo, se había observado un objeto con una temperatura superficial incluso inferior a la de GD 165 B y Teide 1: se trataba de Gliese 229 B , cuyo descubrimiento se anunció el 1 de diciembre de 1995 a través de un artículo publicado en la revista Science [ 18] . Gliese 229 B es el compañero de la enana roja Gliese 229 A y tiene líneas de absorción de metano a 2 μm , lo que implica una temperatura superficial por debajo de 1300 K. La línea de metano solo se había observado anteriormente en la atmósfera de planetas gigantes gaseosos y la atmósfera de una de las lunas de Saturno , Titán . Por lo tanto, no se espera la aparición de esta línea a las temperaturas de las estrellas de la secuencia principal . Además, hay indicios de la presencia de vapor de agua en la atmósfera de Gliese 229 B [18] . Dado que la enana marrón tiene una gran separación de la primaria, su órbita aún no se ha definido y, por lo tanto, su masa aún es incierta. Sin embargo, debería estar entre 30 y 55 M J [19] . Gliese 229 B se considera el prototipo de las enanas marrones de la clase espectral T, con una temperatura superficial más baja que las de la clase L. [17] [20]

Tras estos primeros descubrimientos, las identificaciones de enanas marrones se han multiplicado. A finales de 2012, se conocían 1812 enanas marrones [21] . Algunas de ellas están relativamente cerca de la Tierra, como el par ε Indi Ba y Bb, dos enanas marrones unidas gravitacionalmente que orbitan una estrella a 12 años luz de distancia del sistema solar [22] , o como WISE 1049-5319 , un sistema binario de enanas marrones a 6,5 ​​años luz de distancia [6] .

Clases de observación y espectrales

Las enanas marrones se pueden distinguir sobre la base de las diferentes características de sus espectros . Esto les permite dividirse en cuatro clases: M, L, T e Y.

Clase M

Enana marrón clase M

Algunas enanas marrones exhiben espectros similares a los de las estrellas de clase M6.5 o posteriores. Estas son las enanas marrones con la temperatura superficial más alta ( 2 700 –2 200 K [23] ) y, por lo tanto, más joven. Como las estrellas de tipo M , sus espectros se caracterizan por la ausencia de líneas de hidrógeno y la debilidad o ausencia de líneas pertenecientes a metales ionizados. En cambio, hay líneas de moléculas y metales neutros, en particular líneas de óxido de titanio (TiO) y óxido de vanadio (VO) [24] [25] .

Clase L

Imagen artística de un objeto de clase L

La clase L se llamó así porque la letra L es alfabéticamente la más cercana a la M de las letras que aún no se usan en la clasificación de estrellas . De hecho, la letra N ya se utiliza para algunas estrellas de carbono [17] . Sin embargo, debe tenerse en cuenta que L no significa " litio ", ya que muchos de los objetos de clase L no exhiben las líneas de este elemento en sus espectros. Tienen temperaturas superficiales entre 2200 y 1 200 K [23] , tienen un color rojo claro a rojo intenso y emiten la mayor parte de su radiación en el infrarrojo . Las moléculas y los metales neutros dominan en sus espectros, en particular los hidruros (FeH, CrH, MgH, CaH) y los metales alcalinos ( Na I, K I, Cs I, Rb I) [26] [27] . Por otro lado, el óxido de titanio (TiO) y el óxido de vanadio (VO) no están presentes, que en cambio caracterizan los espectros de estrellas de tipo M menos calientes. Incluso la clase L, como las otras clases espectrales, se ha dividido en 10 subclases, de L0 a L9, con temperaturas superficiales decrecientes: un objeto se asigna a una de estas clases sobre la base de las características de sus líneas espectrales [27] .

Cabe señalar que no todos los objetos de la clase L son enanas marrones, de hecho, solo un tercio de los objetos que pertenecen a esta clase espectral lo son. Los otros dos tercios están formados por estrellas subenanas de baja masa excepcionalmente frías. Sin embargo, parece que la temperatura superficial mínima que poseen las estrellas que funden hidrógeno es de unos 1.750 K. Esto significa que las estrellas enanas más frías son de clase L4-6. Los objetos que pertenecen a las siguientes clases son todos enanas marrones [27] . No se excluye que incluso una pequeña cantidad de estrellas de gran masa pueda ser de clase L, pero la formación de tales estrellas no ocurre según los mecanismos normales de formación de estrellas , sino a través de mecanismos exóticos, como la fusión de dos supergigantes. Un ejemplo es quizás V838 Monocerotis [28] .

El estudio de los objetos de clase L se complica por el hecho de que sus atmósferas son lo suficientemente frías como para permitir la formación de granos de polvo, que absorben la radiación y la reemiten en longitudes de onda más largas . Esto también tiene un efecto en el cálculo de la temperatura de toda la atmósfera, lo que se vuelve más difícil. Por tanto, los modelos de estos objetos deben intentar simular los efectos producidos por los granos de polvo [23] .

En 2013, se identificaron más de 900 enanas marrones clase L [21] , principalmente a través de campañas de topografía en grandes porciones de la bóveda celeste, como el Two Micron All Sky Survey ( 2MASS ), el Deep Near Infrared Survey of the Southern ( DENIS ), Sloan Digital Sky Survey ( SDSS ) y la encuesta realizada por WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer).

Ejemplos: VW Hydri , binario 2MASSW J0746425 + 2000321 , cuyo componente A es una pequeña estrella de clase L y el componente B es una enana marrón de clase L [29] , LSR 1610-0040 (subnana) [30] .

Clase T

Imagen artística de un enano clase T

La clase T recoge objetos con temperaturas superficiales entre 700 y 1 300 K [31] . Son de un color rojo intenso hasta un rojo oscuro, casi oscuro, y emiten la mayor parte de su radiación en el infrarrojo, resultando por tanto muy débil en la banda visible. Sus espectros están dominados por las líneas de absorción H y K del metano (CH 4 ), que en cambio están ausentes en las enanas de tipo L. Estas líneas también están presentes en los espectros de los planetas gigantes del sistema solar y en el de Titán. . Las líneas de monóxido de carbono están presentes en las primeras subclases del tipo T, pero desaparecen en las clases posteriores a T4. Por otro lado, los hidruros (FeH, CrH) están ausentes, que caracterizan a los objetos de tipo L, mientras que los metales alcalinos (KI, Na I) aún son observables, aunque estos comienzan a desaparecer alrededor de las subclases T7-T8 [31] [32 ] . Otra característica de los objetos de clase T consiste en la condensación de los granos de polvo presentes en las atmósferas de las enanas de clase L, que precipitan así en las zonas más internas del cuerpo celeste. En consecuencia, sus atmósferas, a diferencia de las de las enanas de clase L, están relativamente libres de granos de polvo y, por lo tanto, son más fáciles de estudiar [31] .

A diferencia de los objetos de tipo L, que pueden ser tanto estrellas como enanas marrones, los objetos de tipo T son todos enanas marrones. En 2013, se identificaron 355 enanas marrones de clase T [21] .

Ejemplos: SIMP 0136 (la enana de clase T más brillante descubierta en el hemisferio norte [33] ), ε Indi Ba y Bb.

Clase Y

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Sub-Brown Dwarf y Interstellar Planet .
Imagen artística de una enana de clase Y

La mejora de las técnicas de observación ha hecho posible observar objetos a temperaturas gradualmente más bajas. En los años 2008 y 2009, se observaron enanas marrones con temperaturas entre 500 y 600 K [34] [35] . Fueron asignados a la clase T9. Sin embargo, los espectros de estos cuerpos celestes mostraron líneas de absorción alrededor de 1550 nm [35] . Delorme et al. (2008) sugirieron que eran atribuibles a la presencia de amoníaco ; Dado que este compuesto no era observable en los espectros de tipo T, estos estudiosos plantearon la hipótesis de que indicaba la transición del tipo T a una nueva clase espectral, a la que asignaron la letra Y. En consecuencia, recolectaron las enanas observadas, que tenían esta característica, en la clase Y0 [36] . Sin embargo, la línea del amoníaco apenas se distingue de las del agua y el metano [35] ; por tanto, otros autores consideraron prematura la asignación a la clase Y0 [34] .

En los años siguientes, sin embargo, se observaron enanas marrones cada vez más frías [37] . En febrero de 2011, Luhman et al. informó el descubrimiento de un objeto masivo 7 M J , orbitando una enana blanca, cuya temperatura superficial es ~ 300 K [38] . Aunque tiene una masa "planetaria", Rodríguez et al. (2011) argumentó que es poco probable que el objeto se haya formado como se forman los planetas [39] . En el mismo mes, Liu et al. observó una enana marrón con una temperatura superficial de ~ 300 K orbitando otra enana marrón de baja masa [40] .

En 2013, 15 objetos se clasificaron como enanas marrones de clase Y [21] . La definición de esta clase aún era incierta, aunque hubo intentos de modelar los objetos que pertenecen a ella [41] . La desaparición de las líneas de metales alcalinos y la presencia de amoníaco en el espectro de un objeto se consideraron dos posibles indicaciones de su pertenencia a la clase Y [42] [43] .

WISE 0458 + 6434 es una enana marrón excepcionalmente fría descubierta por WISE . En la fotografía aparece como un punto verde, ya que en este color se mapean las frecuencias infrarrojas .

Entre las enanas marrones de clase Y descubiertas, WISE 1828 + 2650 , observadas por primera vez en 2011, demostraron ser particularmente frías. No emite ninguna radiación en la banda visible y su temperatura superficial se estimó por debajo de i 300 K (es decir, menos de 27 ° C ) [44] . Estimaciones posteriores de su temperatura atmosférica la sitúan en el rango entre 240 y 400 K (es decir, entre -23 y +127 ° C) [45] . En 2014, una enana marrón subenana de clase Y a 7.2 al de la Tierra, WISE 0855-0714 . Con una temperatura entre -48 y -13 ° C, es la enana marrón más fría descubierta, además su distancia la coloca en el cuarto lugar entre los objetos extrasolares más cercanos a la Tierra [46] .

Características físicas y teoría evolutiva

Generalidad

Se supone que la formación de estrellas ocurre a través del colapso de una nube interestelar de gas y polvo. La contracción de la nube aumenta su temperatura debido a la liberación de energía potencial gravitacional . Inicialmente, el gas irradia gran parte de su energía, lo que permite que continúe el colapso, pero en algún momento la región central de la nube se vuelve lo suficientemente densa para atrapar la radiación, produciendo un mayor aumento adicional de temperatura, como para desencadenar reacciones nucleares en el dentro de la protoestrella . La presión del gas y la radiación generada por la fusión termonuclear contrarresta la fuerza de la gravedad y así evita cualquier contracción adicional del núcleo estelar. Se logra así un equilibrio hidrostático y la estrella fusionará hidrógeno en helio durante la mayor parte de su existencia, permaneciendo dentro de la secuencia principal [3] [47] .

Sin embargo, si la masa de la protoestrella es inferior a 0,08 M ☉, la presión alcanzada en el interior del núcleo no será suficiente para que alcance temperaturas como para desencadenar las reacciones de fusión antes de que la contracción se detenga debido a la presión de los electrones degenerados . Esta presión evita cualquier contracción adicional del núcleo y, por lo tanto, la consecución de condiciones que desencadenan reacciones nucleares. El resultado es una "estrella fallida", es decir, una enana marrón que se enfriará lentamente emitiendo su energía térmica interna [3] .

Génesis

Todavía no está del todo claro cuál es el mecanismo exacto por el cual se forman las enanas marrones. Se han propuesto cinco escenarios diferentes, no mutuamente excluyentes [48] :

  • podrían formarse, como estrellas, por el colapso gravitacional de nubes de gas molecular en el espacio interestelar , que sin embargo tienen una masa insuficiente (<0.08 M ) para desencadenar reacciones de fusión nuclear dentro de ellas. Dado que las nubes de esta masa rara vez alcanzan la densidad necesaria para colapsar gravitacionalmente, parece que estos procesos de formación rara vez ocurren [48] .
  • podrían ser el resultado de la fragmentación de núcleos protoestelares de gran masa que, al ser inestables, se dividirían en dos o más núcleos más pequeños. Algunos de estos núcleos pueden ser demasiado pequeños para desencadenar la fusión del hidrógeno [49] .
  • podrían comenzar su existencia como planetas de gran masa dentro de discos protoplanetarios y luego ser expulsados ​​en una etapa posterior del desarrollo del sistema tras la fragmentación del disco [50] .
  • podrían comenzar su existencia como núcleos de futuras estrellas normales dentro de discos de acreción, pero luego ser expulsados ​​y separados del propio disco antes de alcanzar las condiciones para desencadenar la fusión termonuclear [51] [52] .
  • podrían comenzar su existencia como núcleos de disco de acreción protoestelar normales dentro de grandes asociaciones OB . Sin embargo, la radiación ionizante de una o más estrellas cercanas O o B podría erosionar los discos antes de que el objeto central pueda acumular suficiente masa para desencadenar la fusión de hidrógeno [53] .

La evidencia directa e indirecta de discos de acreción alrededor de las enanas marrones jóvenes ha sido recolectada a través de numerosas observaciones [54] [55] . El descubrimiento de tales discos de acreción puede arrojar nueva luz tanto sobre los procesos de formación de las enanas marrones como sobre la existencia de posibles planetas a su alrededor.

Estructura y evolución

Todas las enanas marrones tienen más o menos el mismo radio . Esto se debe al hecho de que la presión ejercida por los electrones degenerados es independiente de la temperatura y depende únicamente de la masa. En particular, el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa. De ello se deduce que las enanas marrones más masivas tienen un radio que es aproximadamente un 40% menor que las de la masa más pequeña. El tamaño típico de una enana marrón es comparable al de Júpiter. En realidad, la diferencia de radio entre las diferentes enanas marrones es aún menor. De hecho, el núcleo de una enana marrón está lo suficientemente caliente como para que la energía cinética de los electrones y los iones ejerzan una presión adicional, que se suma a la de los electrones degenerados. Dado que las enanas marrones de gran masa se enfrían más lentamente que las de poca masa, la presión adicional ejercida por el movimiento de las partículas del núcleo es generalmente mayor en las enanas marrones de gran masa. Esto reduce la diferencia de radio entre las enanas marrones más masivas y menos masivas al 25% [56] .

La enana marrón binaria Kelu-1 , a 55 años luz de distancia, resuelta por el Telescopio Espacial Hubble. Las masas de los dos componentes son respectivamente 61 y 55 M J.

Al igual que las estrellas de menor masa (M <0,4 M ), las enanas marrones tienen interiores totalmente convectivos : esto significa que el transporte de energía desde el núcleo a las capas atmosféricas se produce exclusivamente a través de movimientos convectivos [57] . Sin embargo, en las enanas marrones más antiguas, la temperatura del interior de la estrella desciende lo suficiente como para permitir la creación de un núcleo conductor [58] .

En las primeras etapas de su existencia, una enana marrón, como una protoestrella, disminuye su radio. La temperatura de su núcleo aumenta inversamente proporcional al radio mismo. Cuando la presión de los electrones degenerados se vuelve dominante, la contracción se detiene y, en consecuencia, las temperaturas del núcleo y de la superficie no sufren más aumentos. La temperatura que se alcanza cuando cesa la contracción es, por tanto, la temperatura máxima que alcanzará la enana marrón en el transcurso de su existencia. El proceso de contracción puede durar entre 300 millones de años para las enanas marrones más masivas (comparable al tiempo que tarda una protoestrella de baja masa en entrar en la secuencia principal) y 10 millones de años para las menos masivas. Las temperaturas alcanzadas por el núcleo después de la contracción inicial pueden variar desde unos pocos millones de K para las enanas marrones más masivas hasta medio millón de K para las menos masivas. En este punto, la enana marrón comienza a enfriarse lentamente. Inicialmente, la temperatura interna está respaldada por la fusión del deuterio y, para las enanas marrones más masivas, también por la fusión del litio. El proceso de enfriamiento se acelera después de que se agotan el deuterio y el litio. Esto ocurre después de unos 5 mil millones de años para las enanas marrones más masivas, pero después de solo 100 millones de años para las menos masivas [56] [58] .

La disminución progresiva de la temperatura central también disminuye lentamente la temperatura de la superficie de una enana marrón. Por lo tanto, mientras que las estrellas, una vez que entran en la secuencia principal, retienen más o menos su clase espectral durante la mayor parte de su existencia, las enanas marrones cambian su clase espectral a medida que disminuye la temperatura de sus atmósferas. Por ejemplo, una enana marrón de gran masa comienza su existencia con una temperatura atmosférica cercana a los 3000 K, por lo tanto como un objeto perteneciente a las últimas subclases de la clase espectral M. Después de unos 100 millones de años desde su formación, su temperatura superficial comienza a descender. y después de mil millones de años es de alrededor de 2000 K: la enana marrón se convierte así en un objeto de clase espectral L. Después de 10 mil millones de años, la temperatura de la superficie alcanza los 1500 K. Las enanas marrones de masa más pequeña se enfrían más rápidamente: después de 100 millones de años desde desde su nacimiento tienen una temperatura superficial de 1500 K, mientras que después de mil millones de años tienen una temperatura por debajo de 1000 K y, por lo tanto, se convierten en objetos de clase espectral T [56] [58] . Dado que, según la ley de Stefan-Boltzmann , la luminosidad de un cuerpo es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura, la luminosidad de una enana marrón disminuye progresivamente a medida que desciende su temperatura. Dado que las enanas marrones masivas se enfrían más lentamente, generalmente serán más fáciles de observar que las menos masivas, ya que generalmente serán más brillantes.

Fuentes de rayos X

imagen de LP 944-020 antes y durante la voladura

Desde 1999 en adelante, se han observado llamaradas de rayos X en enanas marrones, lo que sugiere que los fenómenos de reconexión magnética típicos de las estrellas de baja masa ocurren en sus superficies. La combinación de los movimientos convectivos que transportan la energía a la superficie con el movimiento de rotación, que suele ser muy rápido en las enanas marrones, produce una "torsión" del campo magnético en la superficie de la estrella. Esto produce una acumulación de energía que se libera periódicamente en forma de llamarada.

La enana marrón LP 944-020 , a 16 años luz de distancia del Sol, fue observada en 1999 por el Telescopio Espacial Chandra para detectar cualquier emisión de rayos X. Durante las primeras nueve horas de observación, no se detectó ninguna emisión, pero en ese momento hubo una llamarada, que disminuyó gradualmente en las siguientes dos horas. La ausencia de rayos X en el período de reposo demostró la ausencia de una corona alrededor del cuerpo celeste, lo que sugiere que las coronas ya no se forman alrededor de estrellas que tienen una temperatura superficial de 2 500 K como LP 944-020 [59] [60] .

Tuttavia, le nane brune possono sviluppare corone nelle prime fasi della loro esistenza (fino a 10-100 milioni di anni dalla loro nascita), quando sono ancora sufficientemente calde e la loro temperatura è sostenuta dalla fusione del deuterio. Nel 2001 la nana bruna TWA 5B, distante 55 pc dal Sole, è stata osservata da Chandra. Essa orbita intorno alla stella pre-sequenza principale TWA 5A, la cui età è stimata intorno a 12 milioni di anni. Chandra rilevò un flusso stabile di raggi X dalla nana bruna, la cui provenienza si deve ricercare in una corona avente temperatura di circa 3 milioni di K [61] . Si presume che tali corone scompaiano dopo alcuni milioni di anni dalla nascita della nana bruna, a causa del progressivo raffreddamento del corpo celeste; ciò interrompe il flusso stabile di raggi X, ma per diverse centinaia di milioni di anni possano ugualmente presentarsi brillamenti di raggi X, come avviene in LP 944-020, causati dalla combinazione dei moti convettivi e del moto di rotazione dell'astro [61] .

Meteorologia

Nel 2011 la nana bruna 2MASS J22282889-431026 è stata osservata contemporaneamente dai telescopi spaziali Hubble e Spitzer . Si tratta di una nana bruna di classe spettrale T6,5 distante 10,6 pc , avente una temperatura superficiale di 900 K . Sono state rivelate variazioni nella maggior parte delle frequenze dell'infrarosso aventi un periodo di 1,4 ore. Benché il periodo fosse lo stesso e la curva di luce la medesima, le variazioni erano sfasate fra loro alle diverse lunghezze d'onda [62] [63] .

Le variazioni sono state interpretate come dovute alla presenza di grandi nubi nell'atmosfera della nana bruna, delle dimensioni di un pianeta, che schermano la radiazione proveniente dal corpo celeste. Questo, ruotando con un periodo di 1,4 ore, espone periodicamente la parte interessata dalle nubi e ciò riduce la sua luminosità. La sfasatura dei periodi di variazione alle diverse lunghezze d'onda è probabilmente determinata dalla presenza di nubi di estensione e conformazione differente a diverse profondità atmosferiche [62] [63] . Ciò suggerisce che la meteorologia delle nane brune sufficientemente fredde da permettere la formazioni di nubi opache sia particolarmente movimentata, comparabile a quella di Giove, ma con fenomeni probabilmente più intensi [64] .

Come distinguere le nane brune da altri corpi celesti

Le nane brune costituiscono uno stadio intermedio fra le stelle ei grandi pianeti gassosi. È quindi importante cercare di elaborare criteri per riconoscere le nane brune in modo da distinguerle sia dalle stelle che dai pianeti.

Come distinguere le nane brune di grande massa dalle stelle di piccola massa

La stella binaria 2MASSW J0746425+2000321 , risolta da diversi telescopi. Le sue componenti sono una nana di tipo L e una nana bruna avente una massa di 0,066 M . La principale ha una massa di 0,085 M , appena sufficiente per innescare i processi di fusione dell'idrogeno.
  • Il litio è generalmente presente nelle nane brune ma non nelle stelle di piccola massa. Le stelle data la loro alta temperatura interna necessaria per fondere l'idrogeno consumano rapidamente il litio. Ciò avviene quando il litio-7 e un protone collidono fra loro, producendo due atomi di elio-4 . La temperatura necessaria per questa reazione è appena inferiore a quella necessaria per la fusione dell'idrogeno. Essendo le stelle di piccola massa totalmente convettive, esse rimescolano gli elementi presenti nell'intero volume della stella e quindi l'assenza delle linee spettrali del litio testimonia l'assenza di litio in ogni parte della stella. Le stelle di massa media, come il Sole, essendo convettive solo negli strati superficiali, possono mantenere il litio in tali strati, dove non vengono raggiunte, a differenza di quanto avviene nel nucleo, temperature sufficienti per consumarlo. Tuttavia queste stelle sono facilmente distinguibili dalle nane brune vista la loro classe spettrale [65] . Questo test ha tuttavia due difetti: le stelle molto giovani non hanno avuto ancora il tempo di bruciare tutto il litio e quindi sono indistinguibili dalle nane brune secondo questo test; inoltre le nane brune aventi massa maggiore di 60 M J sviluppano temperature sufficienti per consumare il litio, ma insufficienti per innescare reazioni di fusione nucleare stabili[66] .
  • Quando le nane brune si raffreddano sufficientemente (<1300 K), nel loro spettro compaiono le linee del metano. Tali linee permettono di distinguere gli oggetti di classe spettrale T, nessuno dei quali è una stella [31] .
  • Le nane rosse, per quanto deboli, non scendono mai sotto un limite minimo di luminosità dato che avviene una costante produzione di energia. Le nane brune invece diminuiscono costantemente la loro luminosità durante la loro esistenza e quindi non possiedono un limite minimo di luminosità.

Come distinguere le nane brune di piccola massa dai pianeti di grande massa

Sono diverse le caratteristiche che accomunano le nane brune ai pianeti giganti: come si è detto, esse hanno più o meno il loro stesso raggio , essendo il loro volume governato principalmente dalla pressione degli elettroni degenerati, che diventa dominante in corpi aventi una massa superiore a 2-5 M J [67] . Inoltre, come nei pianeti, nelle nane brune non avviene la fusione dell'idrogeno. Di conseguenza, è spesso difficile distinguerle dai pianeti. Ci sono tuttavia dei metodi per distinguere una nana bruna da un pianeta.

La stella GQ Lupi e la sua compagna GQ Lupi b . La massa di quest'ultima non è stata ancora determinata con precisione ed è compresa fra 1 e 40 M J . Non è quindi ancora chiaro se si tratti di un pianeta o di una nana bruna.
  • Attualmente, l' Unione Astronomica Internazionale annovera fra le condizioni necessarie per essere un pianeta quella di avere una massa inferiore a quella sufficiente per innescare reazioni di fusione nucleare di qualunque tipo, compresa quella del deuterio. Tale limite viene fissato in 13 M J [68] . Quindi la massa costituisce il criterio fondamentale per distinguere i pianeti dalle nane brune: è necessario che un corpo possieda una massa di almeno 13 M J per essere classificato come una nana bruna. Tuttavia, il limite delle 13 M J deve essere inteso più come un'indicazione convenzionale che come una vera misura empirica. Infatti, molti corpi celesti con una massa vicina a questo limite bruciano solo una frazione del deuterio in essi contenuta. Quindi, per una definizione più precisa sarebbe necessario indicare la frazione di deuterio che è necessario che un corpo celeste bruci perché possa essere considerato una nana bruna. Inoltre, la frazione del deuterio bruciata dipende anche da fattori diversi dalla massa: in generale è possibile affermare che quanto più nel corpo celeste vi è abbondanza di deuterio, vi è abbondanza di elio e vi è un'abbondanza di metalli , tanto più sarà alta la frazione di deuterio bruciata, a parità di massa [69] . Ad esempio, un oggetto di 11 M J e di metallicità tripla rispetto a quella solare brucerà il 10% del suo deuterio, mentre un oggetto di 16,3 M J in cui siano assenti metalli brucerà il 90% del suo deuterio [69] . Non è chiaro se oggetti come questi debbano essere classificati come pianeti o come nane brune. Un ulteriore problema riguarda gli oggetti che non raggiungono una massa necessaria per innescare qualunque tipo di fusione nucleare (cioè, convenzionalmente, aventi massa inferiore a 13 M J ), ma che non orbitano intorno ad alcuna stella. Sebbene ci sia accordo nel non considerarli nane brune, non è chiaro se debbano essere classificati come pianeti oppure posti in una categoria apposita (per esempio, quella delle sub-nane brune ) [68] .
  • Nelle prime fasi della loro esistenza, grazie alla fusione del deuterio e alla loro maggiore massa, le nane brune riescono a sostenere temperature più alte di quelle dei pianeti. Tali temperature possono essere misurate tramite l'analisi dei loro spettri e tramite il rilevamento dei raggi X. Ciò permette di distinguerle dai pianeti. Tuttavia, quando le nane brune si raffreddano, raggiungono temperature simili a quelle dei pianeti più caldi (~1000 K). In tal modo, esse diventano indistinguibili dai pianeti per mezzo di questo test.

Pianeti intorno a nane brune

Immagine artistica di un disco di polveri e gas attorno a una nana bruna.

Intorno alle nane brune sono stati osservati dischi protoplanetari che sembrano avere le stesse caratteristiche dei dischi protoplanetari orbitanti intorno alle stelle [70] . Date le piccole dimensioni dei dischi di accrescimento attorno alle nane brune, è più probabile lo sviluppo di pianeti di tipo terrestre piuttosto che di giganti gassosi ; inoltre, data la vicinanza alla nana bruna, gli effetti mareali su tali pianeti dovrebbero essere molto intensi [71] .

Se un pianeta gigante in orbita attorno a una nana bruna si trovasse sulla stessa linea di vista della nana bruna, il suo transito dovrebbe essere facilmente rilevabile, dato che i due corpi avrebbero approssimativamente lo stesso diametro [72] .

Il primo esopianeta scoperto in orbita intorno a una nana bruna è stato 2M1207 b , osservato per la prima volta nel 2005 presso l' European Southern Observatory . La sua massa è compresa fra 3 e 7 M J , il che esclude che sia a sua volta una nana bruna [73] . Un altro esempio è 2MASS J044144 , una nana bruna di 20 M J , intorno alla quale orbita un compagno di massa planetaria di 5-10 M J [74] . Tuttavia questi esopianeti potrebbero non essersi formati a partire da un disco di accrescimento protoplanetario, ma dalla frammentazione e dal collasso gravitazionale della nube di gas da cui ha avuto origine anche la nana bruna. Ciò è deducibile dalle grandi masse possedute da questi compagni, dalle loro orbite molto larghe e dai tempi di formazione del sistema, che si stima siano stati relativamente brevi. Quindi, almeno secondo alcune definizioni, questi oggetti non sarebbero propriamente pianeti, ma sub-nane brune [74] [75] . Tuttavia nel 2012 è stato osservato il primo oggetto indiscutibilmente classificabile come pianeta intorno a una nana bruna: si tratta di OGLE-2012-BLG-0358Lb, un corpo di 1,9 ± 0,2 M J orbitante alla distanza di ~0,87 au dalla nana bruna OGLE-2012-BLG-0358L di massa 0,022 M . La piccola distanza e il piccolo rapporto fra le masse dei due oggetti ( 0,080 ± 0,001 ) fa pensare che il compagno si sia formato in un disco protoplanetario intorno alla nana bruna [75] .

Nane brune notevoli

Nane brune notevoli e prime nane brune scoperte
Peculiarità Nome Tipo spettrale RA/Dec Costellazione Note
La prima scoperta LP 944-020 M9 3 h 39 m 35,220 s
−35° 25′ 44,09″
Fornace Identificata nel 1975 [76]
La prima riconosciuta come nana bruna Teide 1 M8 3 h 47 m 18 s
24° 22′ 31″
Toro Riconosciuta nana bruna nel 1995 [15]
La prima scoperta di classe T Gliese 229 B T6,5 6 h 10 m 34,62 s
−21° 51′ 52,1″
Lepre Scoperta nel 1995 [18]
La prima con un pianeta in orbita 2M1207 M8 12 h 7 m 33,467 s
−39° 32′ 54″
Centauro Scoperta nel 2005 [73]
La prima scoperta attorno a una stella normale Gliese 229 B T6,5 6 h 10 m 34,62 s
−21° 51′ 52,1″
Lepre Scoperta nel 1995 [18]
Prima nana bruna binaria spettroscopica PPL 15 A, B M6,5 3 h 48 m 4,68 s
+23° 39′ 30,2″
Toro Scoperta nel 1999 [77]
Prima nana bruna binaria di tipo T Epsilon Indi Ba, Bb T1 + T6 22 h 3 m 21,658 s
−56° 47′ 9,52″
Indiano Distanza: 3,626 pc [78]
Prima nana bruna tripla DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C L5, L8 e T0 2 h 5 m 29,401 s
−11° 59′ 29,67″
Balena Scoperta nel 2005 [79]
Prima scoperta che emettesse raggi X Cha Halpha 1 M8 11 h 46 m 48 s
−77° 18′ 00″
Camaleonte Schilling (1998) [80]
Prima scoperta che emettesse onde radio LP 944-020 M9 3 h 39 m 35,220 s
−35° 25′ 44,09″
Fornace Berger et al. (2001) [81]
La prima confermata compagna di una nana bianca WD 0137-349 B T5 01 h 39 m 42,9 s
−34° 42′ 37″
Scultore Maxted et al. (2006) [82]
La più vicina WISE 1049-5319 L8 / LT 10 h 49 m 15,57 s
−53° 19′ 6″
Vele Dista 6,5 anni luce
La più fredda WISE 1828+2650 Y2 18 h 28 m 31 s
26° 50′ 37,79″
Lira Temperatura di 300 K [44]
La più povera di metalli 2MASS J05325346 8246465 sdL7 5 h 32 m 53,46 s
82° 46′ 46,5″
Gemelli Appartiene all' alone galattico [83]

Note

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