Enana marrón
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.
Su masa se sitúa entre la de los gigantes gaseosos más pesados y la de las estrellas más ligeras, con un límite superior de entre 75 y 80 veces la masa de Júpiter (M J). Se cree que las enanas marrones más masivas que 13 M Jfusionan deuterio y las que superan los ~65 M J, también fusionan litio.
A pesar de su nombre, la mayoría de las enanas marrones aparecen de color magenta para el ojo humano. La enana marrón más cercana que se conoce es WISE 1049-5319 a unos 6,5 años luz, un sistema binario de enanas marrones descubierto en 2013.
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.
Impresión artística de un enano L
Impresión artística de un enano T
Impresión artística de un enano Y
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.
