Enana marrón

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.

Las enanas marrones son objetos subestelares no lo suficientemente masivos, incapaces, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno-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 de metalicidad. Las enanas marrones más pesadas que 13 se cree que fusionan deuterio 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 vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales.

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.

Notas históricas

Imagen de Gliese 229B, una enana marrón.

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 nombres enana marrón o enana café a nivel mundial, aunque en español se ha impuesto enana marrón mayoritariamente. La primera enana marrón verificada fue Teide 1, en 1995, en el telescopio IAC-80 del 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.

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