Estudiando las Enanas Marrones. Referencias y datos básicos I

aspecto de enanas agrupadas

Hasta julio de 2009, los astrónomos han encontrado al menos 20 enanas marrones dentro de los 10 parsecs (32,6 años luz) de distancia del Sol, aunque estos objetos son extremadamente débiles en comparación con las OBAFGK (el resto de categorías de estrellas.)Estudios recientes de algunos astrónomos muestran que las enanas marrones pueden ser tan numerosas como estrellas en la Vía Láctea y orbitan de forma variable estrellas como nuestro propio sol.  Lamentablemente, ninguna es lo suficientemente brillante para observar con el ojo sin ayuda de un buen telescopio en el cielo nocturno desde la tierra.

Espectro de las poblaciones de enanas marrones

Tipo espectral	Número de estrellas en 10 parsecs	Ejemplo
M	3+ 3 +	LP 944-20 LP 944-20
L	3+ 3 +	2MASS J15074769-1627386 2mass J15074769-1627386
T	10-15+ 10-15 +	Epsilon Indi ba Epsilon Indi ba
Total	17-23+ 17-23 +	… …

Hasta 2006 algunos teóricos, sostenían que un objeto celeste con una masa de menos de aproximadamente 75 masas-Júpiter – alrededor de siete por ciento de la masa del Sol – no podría sostener importantes reacciones de fusión nuclear en su núcleo por lo que no destruiría el litio en su atmósfera.  Por lo tanto, este umbral  superior de masa de las enanas marrones diferencia a éstas de  las   enanas rojas.  El límite de masa inferior de enanas marrones ha demostrado ser más difícil.  Algunos astrónomos sostenían que el límite mínimo de masa estaba en el umbral de 13 masas de Júpiter, porque en los objetos menos masivos, no podría darse la fusión del deuterio. Sin embargo descubrimientos recientes demuestran que esto no es correcto, y pueden existir enanas marrones del tamaño de 1 a 3 Júpiter. Tipo L y T (ver). (Por ejemplo Gliese 229B).

Aunque las enanas marrones son similares en tamaño a Júpiter, son mucho más masivas y bastante más densas en sus núcleos para producir su propia luz (la mayoría en longitudes de onda de infrarrojos), mientras que Júpiter brilla con la luz reflejada del sol. Ésta circunstancia las hace menos luminosas en el espectro luminoso, por lo que sólo pueden localizarse por sus emisiones de calor (El espectro de infrarrojos).  Bajo estas premisas, cuando las enanas marrones son muy jóvenes, son relativamente más luminosas, ya que generan algunos haces de radiación de energía por la fusión de deuterio (hidrógeno pesado) en núcleos de helio, que se consumen en unas pocas decenas de millones de años. Posteriormente, las enanas marrones brillan mucho más débilmente disminuyendo el calor generado por la liberación de energía gravitacional, ya  poco a poco hasta apagarse totalmente. Poco a poco no significa que no tengan eventualmente emisiones de rayos cósmicos, simplemente, estas emisiones cada vez son más dilatadas en el tiempo y menos intensas. Por definición, el máximo de la temperatura debe ser inferior a tres millones de grados, ya que es la temperatura crítica necesaria para que las reacciones nucleares importantes puedan tener lugar.  Sin embargo, la temperatura de la superficie depende de su masa, que será inferior en el caso de objetos de masa inferior.  Por lo tanto, las enanas marrones oscilan en temperaturas  de  superficie que oscila entre 1.000 K y 2700K y se va enfriando a medida que crecen, porque el ritmo inicial de la fusión nuclear de deuterio en el comienzo de su vida no puede mantenerse por mucho tiempo.  A causa de su baja temperatura de la superficie, las enanas marrones no son muy luminosas.

Tamaños comparados con júpiter y el sol

Las más pequeñas estrellas enanas rojas, enanas marrones y planetas gigantes de gas como Júpiter tienen aproximadamente el mismo tamaño, menos de una décima parte del diámetro del Sol.  En aproximadamente un período de  mil millones de años de edad, las enanas rojas y estrellas de tipo L-enanas marrones son de color rojo, mientras que las menos masivas, las enanas de tipo T son color magenta débil, debido a la absorción de las longitudes de onda verde debido a la presencia de átomos de sodio y potasio.  En el espectro de infrarrojo cercano, las enanas rojas y enanas L son ligeramente de color naranja o rojo en comparación con el Sol, pero ricas en metano. Las enanas T son claramente de color azul debido a la falta de luz verde y rojo del espectro de absorción causada por el metano.  El metano también es abundante en la atmósfera de Júpiter y este gas, junto con las nubes y las bandas de otras moléculas complejas, da lugar a la alternancia de manchas de color rosa y azul, en Júpiter. (Kirkpatrick et al de L & T Enanas; M , L, y T clasificación, y Adam J. Burgasser ‘s T-Enanas.) 

Debido a que una enana marrón no tiene una fuente central  fuerte de energía nuclear, su interior debería ser una rápida «ebullición», o movimiento convectivo.  Cuando se combina con la rotación rápida que la mayoría de las enanas marrones experimenta, la convección establece condiciones para el desarrollo de un fuerte, y enrevesado campo magnético cerca de la superficie.  Los astrónomos creen que este campo magnético puede crear fuertes erupciones.  El  material turbulento  magnetizado caliente debajo de la superficie de una enana marrón y esa convección  de calor experimentada en su atmósfera es tal , que permite el flujo de corriente eléctrica y produce fuertes destellos puntuales  de rayos X, como se ha detectado en LP 944-20 alternados con períodos neutros de ausencia de emisiones de rayos X.

 Finalmente, las estrellas enanas Marrones y enanas rojas, pueden agruparse en clusters binarios o de más de tres estrellas, combinando sistemas rotacionales muy complejos así como órbitas muy alejadas de su estrella principal. Así mismo, pueden albergar sistemas planetarios, pero la opinión mayoritaria de los astrónomos es que esos cuerpos planetarios deben estar en órbitas muy próximas, y orbitan de forma parecida a como lo hacen las lunas rocosas de Júpiter o Saturno. Adam J. Burgasser’s.

• Estrellas cercanas: Luminosidad, Espectro, distancia y composición:

 Las siguientes enanas marrones se encuentran dentro de los 20 años luz (aproximadamente), o  6,1 parsecs, de Sol.

Distancia (apx)	Nombre	Espectro /  Luminosidad  Tipo	Masa solar	Constelación	Notas
11.8 11,8	Epsilon Indi ba Epsilon Indi ba	T1 V T1 V	0.043~ 0,043 ~	Indus Indio	Methane Metano
11.8 11,8	Epsilon Indi bb Epsilon Indi bb	T6 V T6 V	0.028~ 0,028 ~	Indus Indio	Methane Metano
12.6 +/- 0.7 12,6 + / – 0,7	SCR 1845-6357 b SCR 1845-6357 b	T4.5-6.5 V T4.5-6,5 V	0.009 – 0.065 0,009 – 0,065	Pavo Pavo	Methane ( Henry et al, 2006 ; ESO press release ; and Biller et al, 2006 ) Metano (Henry et al, 2006; ESO comunicado de prensa, y Biller et al, 2006)
13.2 +/- 0.1 13,2 + / – 0,1	DENIS 1048-39 DENIS 1048-39	M8.5 V M8.5 V	0.06-0.09 0.06-0.09	Antlia Antlia	M (red dwarf) star? M (enanas rojas) estrella?
16.2 +/- 0.3 16,2 + / – 0,3	DENIS / DEN 0255-4700 DENIS / DEN 0255-4700	L7.5 V L7.5 V	0.07~ 0,07 ~	Eridanus Eridanus	(NOAO press release ) (NOAO comunicado de prensa)
16.3 16,3	LP 944-20 LP 944-20	M9.0 V M9.0 V	0.056-0.064 0.056-0.064	Fornax Fornax	Flares Bengalas
~17 ~ 17	2MASS J09393548-2448279 AB? 2mass J09393548-2448279 AB?	T8.5 V T8.5 V T8.5? T8.5? V V	0.06-0.08 0.06-0.08	Antlia Antlia	Methane binary? ( Burgasser et al, 2008 ; Leggett et al, 2007 ; and Tinney et al, 2005 ) Metano binario? (Burgasser et al, 2008; Leggett et al, 2007; y Tinney et al, 2005)
18.5 +/-0.05 18,5 + / -0,05	2MASS 1835+3259 2mass 1835 +3259	M8.5 V M8.5 V	0.07 0,07	Hercules Hércules	( RECONS ; and ( Reid et al, 2003 ?) (Reconstrucción y (Reid et al, 2003?)
18.7 +/-0.3 18,7 + / -0,3	2MASS 0415-0935 2mass 0415-0935	T8 V T8 V	? ?	Eridanus Eridanus	Methane ( press release ; and Liebert et al, 2002 ) Metano (comunicado de prensa, y Liebert et al, 2002)
18.8 18,8	Gliese 229 b Gliese 229 b	T6.5 V T6.5 V	0.025-0.065 0.025-0.065	Lepus Lepus	Methane, sep=39 AUs Metano, sep = 39 AUS
19.3 19,3	Gliese 570 d Gliese 570 d	T7-8 V T7-8 V	0.05+/-0.02 0,05 + / -0,02	Libra Libra	Methane, a(ABC-d)=1,500+ AUs El metano, uno (ABC-d) = 1.500 + AUS
20.0 +/-0.5 20,0 + / -0,5	2MASS 0937+2931 2mass 0937 +2931	T6 Vp T6 Vp	? ?	Sextans Sextans	Methane ( Adam J. Burgasser, 2004 ; and Liebert et al, 2002 ) Metano (Burgasser Adam J., 2004; y Liebert et al, 2002)
20.9 +/-1.0 20,9 + / -1,0	SIMP J013656.5 093347 SIMP J013656.5 093347	T2-3 V T2-3 V	? ?	Pisces Piscis	Methane ( Artigau et al, 2006 ) Metano (Artigau et al, 2006)
23.9 +/-0.1 23,9 + / -0,1	2MASS J15074769-1627386 2mass J15074769-1627386	L5 V L5 V	? ?	Libra Libra	( Reid et al, 2000 ) (Reid et al, 2000)
28.6 +/-0.2 28,6 + / -0,2	2MASS J00361617+1821104 2mass J00361617 +1821104	L3.5 V L3.5 V	? ?	Pisces Piscis	( Reid et al, 2000 ) (Reid et al, 2000)
29.6 +/-0.5 29,6 + / -0,5	2MASS 0727+1710 2mass 0727 +1710	T7 V T7 V	? ?	Gemini Gemini	Methane ( Burgasser et al, 2002 ; and Liebert et al, 2002 ) Metano (Burgasser et al, 2002; y Liebert et al, 2002)
… … >32.6 … > 32,6 …	(beyond 10 pc) (más allá de los 10 del Código Penal)
33.4 +/- 0.4 33,4 + / – 0.4	2MASS 0559-1404 2mass 0559-1404	T5 V T5 V	? ?	Lepus Lepus	Methane ( Burgasser et al, 2000 ; and Liebert et al, 2002 ) Metano (Burgasser et al, 2000; y Liebert et al, 2002)
34.0 +1.8/-1.6 34,0 +1,8 / -1,6	2MASS 1237+6526 2mass 1237 +6526	T6.5 Ve Ve T6.5	? ?	Draco Draco	Methane ( Burgasser et al, 1999 ; and Liebert et al, 2002 ) Metano (Burgasser et al, 1999; y Liebert et al, 2002)
34.4 +/1.3/-1.4 34,4 + / 1.3/-1.4	2MASS 1047+2124 2mass 1047 +2124	T6.5 V T6.5 V	? ?	Leo Leo	Methane ( Burgasser et al, 2000 ; Burgasser et al, 1999 ; and Liebert et al, 2002 ) Metano (Burgasser et al, 2000; Burgasser et al, 1999; y Liebert et al, 2002)
34.4 +/-0.4 34,4 + / -0,4	2MASS J08251968+2115521 2mass J08251968 +2115521	L7.5 V L7.5 V	? ?	Cancer Cáncer	( Kirkpatrick et al, 2000 ) (Kirkpatrick et al, 2000)
34.8 +1.3/-1.4 34,8 +1,3 / -1,4	2MASS J02431371-2453298 2mass J02431371-2453298	T6 V T6 V	? ?	Cetus Cetus	Methane ( Burgasser et al, 2002 ; and Liebert et al, 2002 ) Metano (Burgasser et al, 2002; y Liebert et al, 2002)
42.4 +/-2.2 42,4 + / -2,2	LHS 102 bc LHS 102 aC	L5 V L5 V	? ?	Phoenix Phoenix	GJ 1001 bc ( Henry et al, 2006 ; and Goldman et al, 1999 ) GJ 1001 bc (Henry et al, 2006, y Goldman et al, 1999)

 Recons: Estudio-Directorio de las Enanas Marrones Cercanas.

Ben R. Oppenheimer

Universidad Estatal de San Francisco.

StarViewerTeam.