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Enana marrón: definición, características y diferencias con planetas y estrellas

Descubre qué es una enana marrón: definición, características, cómo se diferencian de planetas y estrellas, ejemplos y curiosidades del universo.

Autor: Leandro Alegsa Fecha de creación: 20 de diciembre de 2021 Última actualización: 7 de marzo de 2026

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Una enana marrón es un objeto que está hecho de lo mismo que las estrellas, pero no tiene suficiente masa para la fusión de hidrógeno (la combinación de átomos de hidrógeno en átomos de helio). La fusión nuclear es lo que hace que las estrellas brillen. Las enanas marrones no tienen la masa suficiente para hacerlo, por lo que no son estrellas normales. Por otro lado, no son planetas gigantes normales, porque sí brillan. Se cree que hay muchos, pero se han encontrado pocos porque su magnitud absoluta es pequeña.

Características principales

Masa: Su masa se sitúa entre la de los gigantes gaseosos más pesados y la de las estrellas más ligeras. El límite superior para que un objeto sea incapaz de sostener la fusión estable del hidrógeno se encuentra alrededor de 75–80 veces la masa de Júpiter (M_J), es decir ~0,075–0,08 masas solares. Por debajo de ese umbral pueden clasificarse como enanas marrones.
Fusión de elementos ligeros: Se cree que las enanas marrones más masivas que 13 M_J fusionan deuterio; las que superan aproximadamente ~65 M_J pueden quemar litio. Estos límites no son absolutos y dependen de la composición y la edad del objeto.
Temperatura y espectro: Tienen temperaturas efectivas desde ~2500 K (las más calientes, que se solapan con estrellas muy frías) hasta menos de 300 K en las enanas de tipo Y más frías. En su espectro aparecen moléculas como H₂O, CO, CH₄ y NH₃, y presentan bandas de absorción características que permiten clasificarlas en tipos espectrales L, T y Y (y enanas muy tardías M-L solapan con estrellas).
Atmósferas y nubes: Sus atmósferas contienen nubes de condensados (por ejemplo silicatos y gotas de hierro en L) que influyen en su apariencia y en la absorción espectral. A medida que se enfrían evolucionan desde L → T → Y y cambian sus características atmosféricas (por ejemplo, aparece metano notable en T).
Brillo y enfriamiento: No mantienen la fusión del hidrógeno, por lo que no poseen una fuente de energía estable a largo plazo: se enfrían y se atenúan con la edad. Por eso objetos jóvenes pueden ser relativamente cálidos y brillantes, y objetos viejos muy fríos y débiles.
Color: A pesar de su nombre, la mayoría de las enanas marrones emiten la mayor parte de su energía en el infrarrojo; en imágenes de falso color suelen aparecer tonos magenta o rojizos. A simple vista son extremadamente tenues en el visible.
Actividad magnética: Algunas muestran emisiones de radio, fulguraciones y campos magnéticos relativamente fuertes, pese a sus bajas temperaturas.

Formación

Las enanas marrones se forman mayoritariamente por el colapso gravitatorio de nubes densas de gas y polvo, de manera similar a las estrellas, aunque en muchos casos el núcleo inicial no acumula suficiente masa para iniciar la fusión del hidrógeno. También pueden formarse en discos protoplanetarios por procesos relacionados con la fragmentación o migración, por lo que no siempre es trivial distinguir si un objeto substelar se originó como “estrella fallida” o como un planeta muy masivo.

Diferencias con planetas y estrellas

Con estrellas: La distinción principal es la capacidad de sostener la fusión del hidrógeno en su núcleo. Las estrellas (aunque sean muy pequeñas) superan el umbral ~75–80 M_J y mantienen la fusión; las enanas marrones no. Además las estrellas suelen mostrar secuencias evolutivas y fuentes de energía estable que las enanas marrones no mantienen.
Con planetas: Las enanas marrones son más masivas que la mayoría de los planetas y, durante fases tempranas, pueden brillar por contracción y por la fusión de elementos ligeros (deuterio). La frontera con los planetas no es clara: a menudo se usa el límite de ~13 M_J (deuterio) como criterio físico, pero la historia de formación (colapso de nube vs acreción en disco) también es relevante para la clasificación.
Pruebas observacionales: El “test del litio” —presencia de litio en el espectro— ayuda a distinguir enanas marrones de estrellas muy frías: las estrellas más masivas queman el litio mientras que las enanas marrones por debajo de cierto umbral lo conservan.

Detección y estudio

Se detectan principalmente en el infrarrojo mediante encuestas como 2MASS, WISE, UKIDSS y otras, porque su emisión visible es débil.
Se identifican por movimientos propios grandes (objetos cercanos), por sus características espectrales (bandas moleculares) y por su posición en diagramas de color-magnitud infrarrojos.
También se encuentran como compañeros de estrellas por imagen directa, por microlentes gravitacionales y, raramente, por velocidad radial o tránsito si están muy cercanas o son de gran masa.

Ejemplos y curiosidades

La enana marrón más cercana conocida es WISE 1049-5319, un sistema binario descubierto en 2013 y situado a unos 6,5 años luz (también conocido como Luhman 16).
Aunque a menudo se las denomina “enanas marrones”, su apodo no describe con precisión su color real en el espectro observado; su emisión térmica en el infrarrojo es la más significativa.
Se cree que hay muchísimas enanas marrones en la Vía Láctea; sin embargo, su detección es compleja por su baja magnitud absoluta en bandas visibles.

En resumen, las enanas marrones ocupan el tramo intermedio entre planetas gigantes y estrellas: nacen de gas primordial como las estrellas, pueden quemar deuterio o litio según su masa, no sostienen la fusión de hidrógeno y evolucionan enfriándose con el tiempo. Su estudio ayuda a entender la formación estelar, la población subestelar de la galaxia y la transición entre planetas y estrellas.

El objeto más pequeño es Gliese 229B, con una masa entre 20 y 50 veces la de Júpiter, que orbita alrededor de la estrella Gliese 229. Se encuentra en la constelación de Lepus, a unos 19 años luz de la Tierra.

Descubrimiento

En la década de 1960 se habló de lo que se conoce como enanas marrones. Se propusieron nombres alternativos para las enanas marrones, como planetaria y substar. Pero siguieron siendo hipotéticas durante décadas.

Las primeras teorías sugerían que un objeto de menos de 0,09 masas solares nunca pasaría por una evolución estelar normal. El descubrimiento de la combustión de deuterio hasta 0,012 masas solares y el impacto de la formación de polvo en las frías atmósferas exteriores de las enanas marrones a finales de la década de 1980 pusieron en duda estas teorías. Sin embargo, estos objetos eran difíciles de encontrar porque casi no emiten luz visible. Sus emisiones más intensas se encuentran en el espectro infrarrojo (IR), y los detectores IR terrestres eran demasiado imprecisos en aquella época para identificar fácilmente cualquier enana marrón.

Durante muchos años, los esfuerzos por descubrir enanas marrones fueron infructuosos. Sin embargo, en 1988 se descubrió GD 165B, que no presentaba ninguna de las características esperadas de una estrella enana roja de baja masa. Hoy en día, GD 165B es reconocida como el prototipo de una clase de objetos ahora llamados "enanas L". Aunque el descubrimiento de la enana más fría fue muy significativo en su momento, se debatió si GD 165B sería clasificada como una enana marrón o simplemente como una estrella de muy baja masa, ya que observacionalmente es muy difícil distinguir entre ambas.

Poco después del descubrimiento de GD 165B, se informó de otras candidatas a enanas marrones. Sin embargo, la mayoría de ellas no lograron cumplir con su candidatura, ya que la ausencia de litio demostró que eran objetos estelares. Las verdaderas estrellas queman su litio en poco más de 100 millones de años (mi), mientras que las enanas marrones no lo hacen. Por otra parte, las enanas marrones tienen temperaturas y luminosidades similares a las de algunas estrellas verdaderas. En otras palabras, la detección de litio en la atmósfera de un objeto significa que, si tiene más de 100 my, es una enana marrón.

En 1994/5 el estudio de las enanas marrones cambió con el descubrimiento de dos objetos subestelares definitivos (Teide 1 y Gliese 229B).

La primera enana marrón confirmada se descubrió en 1994. Llamaron a este objeto Teide 1 y se encontró en el cúmulo abierto de las Pléyades. Nature destacó en la portada de ese número "Se descubren las enanas marrones, de forma oficial". La distancia, la composición química y la edad de Teide 1 se establecieron porque se encuentra en el joven cúmulo estelar de las Pléyades. La masa de Teide 1 es 55 veces mayor que la de Júpiter, y está claramente por debajo del límite de la masa estelar.

Más notable fue Gliese 229B, que se encontró con una temperatura y luminosidad muy por debajo del rango estelar. Cabe destacar que su espectro en el infrarrojo cercano mostraba claramente una banda de absorción de metano a 2 micrómetros, una característica que anteriormente sólo se había observado en las atmósferas de los planetas gigantes y en la de la luna de Saturno , Titán. Este descubrimiento ayudó a establecer otra clase espectral aún más fría que las enanas L, conocidas como "enanas T", de las que Gliese 229B es el prototipo.

Una enana marrón de menos de 65 masas de Júpiter no puede quemar litio por fusión termonuclear en ningún momento de su evolución. Los datos espectrales de alta calidad mostraron que Teide 1 había conservado la cantidad inicial de litio de la nube molecular original de la que se formaron las estrellas Pléyades. Esto demostró la falta de fusión termonuclear en su núcleo.

Teide 1 fue considerado durante algún tiempo el objeto más pequeño fuera del Sistema Solar que había sido identificado por observación directa. Desde entonces se han identificado más de 1800 enanas marrones. Algunas están muy cerca de la Tierra, como Epsilon Indi Ba y Bb, una pareja de enanas marrones ligadas gravitatoriamente a una estrella similar al Sol a unos 12 años luz, y WISE 1049-5319, un sistema binario de enanas marrones a unos 6,5 años luz.

Ediciones

Desde hace algunos años se discute qué criterio utilizar para definir la separación entre una enana marrón de muy baja masa y un planeta gigante (~13 masas de Júpiter). Una escuela de pensamiento se basa en la formación y otra en la física interior.

Preguntas y respuestas

P: ¿Qué es una enana marrón?

R: Una enana marrón es un objeto hecho de los mismos materiales que las estrellas, pero carecen de masa suficiente para la fusión del hidrógeno, que es lo que hace que las estrellas brillen, lo que significa que no son estrellas normales.

P: ¿Por qué las enanas marrones no se consideran planetas gigantes normales?

R: Las enanas marrones no se consideran planetas gigantes regulares porque brillan, lo que no es una característica de los planetas gigantes.

P: ¿Por qué es difícil encontrar enanas marrones?

R: Las enanas marrones son difíciles de encontrar debido a su pequeña magnitud absoluta, a pesar de que hay muchas.

P: ¿Cuál es el rango de masa de una enana marrón?

R: La masa de una enana marrón oscila entre los gigantes gaseosos más pesados y las estrellas más ligeras, con un límite superior en torno a 75 u 80 veces la masa de Júpiter.

P: ¿Qué ocurre cuando una enana marrón tiene una masa superior a 13 MJ?

R: Cuando una enana marrón fusiona deuterio, se cree que tiene una masa superior a 13 MJ.

P: ¿Qué ocurre cuando una enana marrón tiene una masa superior a ~65 MJ?

R: Se cree que las enanas marrones que tienen una masa superior a ~65 MJ también fusionan litio.

P: ¿De qué color se verían la mayoría de las enanas marrones al ojo humano?

R: A pesar de llamarse enanas "marrones", la mayoría de ellas tendrían un aspecto magenta para el ojo humano.

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AlegsaOnline.com - Enana marrón - Leandro Alegsa

Fecha de creación: 20 de diciembre de 2021
Última actualización: 7 de marzo de 2026

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