Las enanas marrones son objetos subestelares no lo suficientemente masivos, incapaces, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión delhidrógeno-1 en su núcleo, a diferencia de las estrellas de la secuencia principal. Las enanas marrones ocupan el rango de masas entre los gigantes gaseosos más 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 , según el grado demetalicidad. Las enanas marrones más pesadas que 13 se cree que fusionandeuterio y las mayores de 65 fusionan litio, respectivamente. A partir de 65 , además de deuterio también queman tritio. Sin embargo, apenas tienen diferenciación química según la profundidad, ya que han sufrido en algún momento de su vidaconvección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales.
, según el grado de
La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000 K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente, dicha reacción no puede sostener el colapso 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 el Sol, pero con muy poca masa para brillar. Son muy parecidas a los planetas 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 ) 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 la clase espectral, siendo las enanas marrones designadas como de tipos M, L, T e I. A pesar de su nombre, las enanas marrones son de diferentes colores. Muchas enanas marrones es probable que aparezcan como magenta para 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 b y 2MASS J044144.
A una distancia de unos 6,5 años luz, la enana marrón más cercana conocida es Luhman 16, un sistema binario de enanas marrones descubierto en 2013. DENIS-P J082303.1-491201 b está enumerado como el exoplaneta más masivo conocido (a partir de Marzo de 2014) en el archivo de exoplanetas de la NASA, a pesar de tener una masa (28.5 ± 1.9 ) más de dos veces que el punto de corte de 13 masas jovianas entre planetas y enanas marrones.
Concepción artística de una enana marrón de tipo-T
Comparación: la mayoría de las enanas marrones son sólo ligeramente más grandes que Júpiter (10-15%), pero hasta 75 veces más pesado debido a la mayor densidad. Nota: El Sol no está a escala y sería más grande.
Notas históricas
En 1963 el astrofísico de origen indio Shiv Kumar 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 objetos enanas negras. El nombre Brown Dwarf fue propuesto en 1975 por la astrofísica Jill Tarter, famosa por ser la portavoz del proyecto SETI. Existe discrepancia acerca del uso de los nombresenana marrón o enana café a nivel mundial, aunque en español se ha impuesto enana marrónmayoritariamente. La primera enana marrón verificada fue Teide 1, en 1995, en el telescopio IAC-80del Observatorio del Teide (Tenerife), por un grupo español de astrofísicos pertenecientes al IAC. La enana marrón mejor caracterizada es Gliese 229B, la compañera de menor masa de la estrella Gliese 229.
Identificación y prueba de litio
El litio es 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 las cadenas PPII) debido a que reacciona con el hidrógeno a tan solo 1.000.000 K. Las estrellas poco masivas (< 0,1MS) son enteramente convectivas, 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 sus espectros de emisión característicos, constituyendo esta prueba el modo clásico de identificación de enanas marrones. La prueba fue usada por primera vez por el grupo del IAC capitaneado por Rafael Rebolo. 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 la constelación de Orión un grupo de objetos de tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masas jovianas.
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 un planeta habitable son extremadamente estrictas debido tanto a que la zona habitable es muy estrecha (y además estrechándose y acercándose a la enana marrón al ir enfriándose el astro con el tiempo), como a que en particular la excentricidadorbital de tales planetas debe de ser extremadamente baja (del orden de 10-6) para evitar que se creen fuerzas de marea que acaben por producir en ellos un efecto invernadero descontrolado que los vuelva inhabitables.
Una enana naranja (también denominada estrella de tipo-K de la secuencia principal (KV) oenana K), es una estrella de la secuencia principal (en su núcleo tiene lugar la fusión del hidrógeno) de tipo espectral K y clase de luminosidad V. Estas estrellas tienen un tamaño intermedio entre lasenanas rojas (estrellas de tipo-M de la secuencia principal) y las enanas amarillas (estrellas de tipo-G de la secuencia principal) análogas al Sol. Tienen masas comprendidas entre 0,5 y 0,8 masas solaresy temperaturas superficiales entre 3.900 y 5.200 K.1 ,Tablas VII,VIII.. Los ejemplos mejor conocidos incluyen a Alfa Centauri B (K1 V) y Épsilon Indi.
Estas estrellas son de gran interés en la búsqueda de vida extraterrestre debido a que permanecen estables en la secuencia principal durante un largo período, comprendido entre 15.000 y 30.000 millones de años, mayor que los 10.000 millones de años que estará el Sol. Esto puede dar una oportunidad a la vida para que evolucione en planetas terrestres que orbiten alrededor de estas estrellas. Las estrellas de tipo-K emiten también menos radiación ultravioleta (la cual puede dañar elADN y, por tanto, obstaculizar la aparición de vida) que las estrellas de tipo-G como el Sol. Las estrellas de tipo-K de la secuencia principal son aproximadamente de tres a cuatro veces tan abundantes como las estrellas de tipo-G de la secuencia principal, haciendo más fácil la posible búsqueda de planetas.
.jpg)
Estrellas espectrales estándar
El sistema revisado del Yerkes Atlas (Johnson & Morgan 1953), enumera 12 estrellas enanas espectrales estándar de tipo-K, on obstante, no todas ellas han llegado hasta nuestros días como estándares. Los "puntos de anclaje" del sistema de clasificación de MK entre las estrellas enanas de tipo-K de la secuencia principal, es decir, aquellas estrellas estándar que tiene que permanecer sin cambios durante los últimos años, son: Epsilon Eridani (K2 V) y 61 Cygni A (K5 V). Otras estrellas estándar MK primarias incluyen: 70 Ophiuchi A (K0 V), 107 Piscium (K1 V), HD 219134 (K3 V), TW Piscis Austrini (K4 V), HD 120467 (K6 V) y 61 Cygni B (K7 V). Basado en el ejemplo dado en algunas referencias (por ejemplo, Johnson & Morgan 1953, Keenan y McNeil 1989), muchos autores consideran que el paso entre K7 V y M0 V sea una sola subdivisión, y que rara vez se encuentran con clasificaciones K8 o K9 en la literatura. Sin embargo, recientemente, HIP 111288 (K8V) y HIP 3261 (K9V) han sido propuestas como estrellas espectrales estándar.
Planetas
Algunas de las estrellas de tipo-K más cercanas conocidas son: Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, HD 192310, Gliese 86, y 54 Piscium.
| Estrella | Tipo Espectral | Magnitud aparente | Magnitud absoluta | Ascensión Recta (J2000) | Declinación(J2000) | Distancia (Años luz) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| α Centauri B | K0V | 1,35 | 5,70 | 14h 39m 35.08s | −60° 50' 13.8" | 4,39 |
| ε Eridani | K2V | 3,72 | 6,18 | 03h 32m 55.84s | −09° 27' 29.7" | 10,5 |
| 61 Cygni A | K5.0V | 5,20 | 7,49 | 21h 06m 53.94s | +38° 44' 57.9" | 11,4 |
| 61 Cygni B | K7.0V | 6,05 | 8,31 | 21h 06m 53.94s | +38° 44' 57.9" | 11,4 |
| ε Indi | K5Ve | 4,69 | 6,89 | 22h 03m 21.66s | −56° 47' 09.5" | 11,8 |
| Groombridge 1618 | K7.0V | 6,60 | 8,16 | 10h 11m 22.14s | +49° 27' 15.3" | 15,9 |
| ο² Eridani A | K1Ve | 4,43 | 5,92 | 04h 15m 16.32s | −07° 39' 10.3" | 16,5 |
| 70 Ophiuchi A | K1Ve | 4,24 | 5,71 | 18h 05m 27.29s | +02° 30' 00.4" | 16,6 |
| 70 Ophiuchi B | K5Ve | 6,01 | 7,48 | 18h 05m 27.29s | +02° 30' 00.4" | 16,6 |
| σ Draconis | K0V | 4,67 | 5,87 | 19h 32m 21.59s | +69° 39' 40.2" | 18,8 |
| Gliese 570 A | K5Ve | 5,72 | 6,86 | 14h 57m 28.00s | −21° 24' 55.7" | 19,3 |
| η Cassiopeiae B | K7V | 7,51 | 8,64 | 00h 49m 06.29s | +57° 48' 54.7" | 19,4 |
| 36 Ophiuchi A | K1Ve | 5,07 | 6,18 | 17h 15m 20.98s | −26° 36' 10.2" | 19,5 |
| 36 Ophiuchi B | K1Ve | 5,11 | 6,22 | 17h 15m 20.98s | −26° 36' 10.2" | 19,5 |
| 36 Ophiuchi C | K5Ve | 6,33 | 7,45 | 17h 16m 13.36s | −26° 32' 46.1" | 19,5 |
| Gliese 783 A | K3V | 5,32 | 6,41 | 20h 11m 11.94s | −36° 06' 04.4" | 19,7 |
No hay comentarios:
Publicar un comentario