Enana marrón

Las enanas marrones son objetos subestelares que tienen más masa que los planetas gigantes gaseosos más grandes , pero menos que las estrellas menos masivas de la secuencia principal . Su masa es aproximadamente de 13 a 80 veces la de Júpiter ( M _J ) ^{[2] [3]} —no lo suficientemente grande como para sostener la fusión nuclear de hidrógeno ordinario ( ¹ H ) en helio en sus núcleos, pero lo suficientemente masiva como para emitir algo de luz y calor de la fusión de deuterio ( ² H ). Las más masivas (>  65 M _J ) pueden fusionar litio ( ⁷ Li ). ^[3] 

Los astrónomos clasifican los objetos autoluminosos por tipo espectral , una distinción íntimamente ligada a la temperatura de la superficie, y las enanas marrones ocupan los tipos M, L, T e Y. ^{[4] [5]} Como las enanas marrones no experimentan una fusión de hidrógeno estable, se enfrían con el tiempo, pasando progresivamente por tipos espectrales posteriores a medida que envejecen.

Su nombre no proviene del color de la luz que emiten, sino de su tamaño intermedio entre las estrellas enanas blancas y los planetas "oscuros". A simple vista, las enanas marrones aparecerían en diferentes colores dependiendo de su temperatura. ^[4] Las más cálidas son posiblemente anaranjadas o rojas, ^[6] mientras que las enanas marrones más frías probablemente aparecerían magenta o negras al ojo humano. ^{[4] [7]} Las enanas marrones pueden ser completamente convectivas , sin capas ni diferenciación química por profundidad. ^[8]

Aunque su existencia se teorizó inicialmente en la década de 1960, no fue hasta mediados de la década de 1990 que se descubrieron las primeras enanas marrones inequívocas. Como las enanas marrones tienen temperaturas superficiales relativamente bajas, no son muy brillantes en longitudes de onda visibles, emitiendo la mayor parte de su luz en el infrarrojo . Sin embargo, con el advenimiento de dispositivos de detección de infrarrojos más capaces, se han identificado miles de enanas marrones. Las enanas marrones conocidas más cercanas se encuentran en el sistema Luhman 16 , un binario de enanas marrones de tipo L y T a unos 6,5 años luz (2,0 parsecs ) del Sol. Luhman 16 es el tercer sistema más cercano al Sol después de Alpha Centauri y la estrella de Barnard .

Los objetos ahora llamados "enanas marrones" fueron teorizados por Shiv S. Kumar en la década de 1960 y originalmente se los llamó enanas negras , ^[9] una clasificación para los objetos subestelares oscuros que flotaban libremente en el espacio y que no eran lo suficientemente masivos como para sostener la fusión de hidrógeno. Sin embargo, (a) el término enana negra ya se usaba para referirse a una enana blanca fría ; (b)  las enanas rojas fusionan hidrógeno; y (c) estos objetos pueden ser luminosos en longitudes de onda visibles al principio de sus vidas. Debido a esto, se propusieron nombres alternativos para estos objetos, incluidos planetarios y subestelares . En 1975, Jill Tarter sugirió el término "enana marrón", utilizando "marrón" como un color aproximado. ^{[6] [10] [11]}

El término "enana negra" todavía se refiere a una enana blanca que se ha enfriado hasta el punto de no emitir cantidades significativas de luz. Sin embargo, se calcula que el tiempo necesario para que incluso la enana blanca de menor masa se enfríe hasta esta temperatura es mayor que la edad actual del universo; por lo tanto, se espera que tales objetos aún no existan. ^[12]

Las primeras teorías sobre la naturaleza de las estrellas de menor masa y el límite de combustión de hidrógeno sugirieron que un objeto  de población I con una masa menor a 0,07 masas solares ( M _☉ ) o un objeto de población II menor a 0,09  M _☉ nunca atravesaría una evolución estelar normal y se convertiría en una estrella completamente degenerada . ^[13] El primer cálculo autoconsistente de la masa mínima de combustión de hidrógeno confirmó un valor entre 0,07 y 0,08 masas solares para los objetos de población I. ^{[14] [15]}

El descubrimiento de la combustión del deuterio hasta 0,013  M _☉ (13,6  M _J ) y el impacto de la formación de polvo en las frías atmósferas exteriores de las enanas marrones a finales de los años 1980 pusieron en tela de juicio estas teorías. Sin embargo, estos objetos eran difíciles de encontrar porque casi no emiten luz visible. Sus emisiones más fuertes se encuentran en el espectro infrarrojo (IR), y los detectores IR terrestres eran demasiado imprecisos en ese momento para identificar fácilmente a las enanas marrones.

Desde entonces, se han llevado a cabo numerosas búsquedas de estos objetos mediante diversos métodos, entre los que se incluyen estudios de imágenes multicolores de estrellas de campo, estudios de imágenes de estrellas compañeras débiles de enanas de la secuencia principal y enanas blancas , estudios de cúmulos de estrellas jóvenes y monitoreo de la velocidad radial de estrellas compañeras cercanas.

Durante muchos años, los esfuerzos por descubrir enanas marrones fueron infructuosos. Sin embargo, en 1988, en una búsqueda infrarroja de enanas blancas, se encontró una débil compañera de la estrella enana blanca GD 165. El espectro de la compañera GD 165B era muy rojo y enigmático, y no mostraba ninguna de las características esperadas de una enana roja de baja masa . Quedó claro que GD 165B tendría que clasificarse como un objeto mucho más frío que las últimas enanas M conocidas hasta entonces. GD 165B siguió siendo única durante casi una década hasta la llegada del Two Micron All-Sky Survey ( 2MASS ) en 1997, que descubrió muchos objetos con colores y características espectrales similares.

Hoy en día, GD 165B se reconoce como el prototipo de una clase de objetos ahora llamados "enanas L". ^{[16] [17]}

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 una estrella de muy baja masa, porque observacionalmente es muy difícil distinguir entre las dos. ^{[ cita requerida ]}

Poco después del descubrimiento de GD 165B, se informó de otros candidatos a enanas marrones. Sin embargo, la mayoría no estuvo a la altura de su candidatura, porque la ausencia de litio demostró que eran objetos estelares. Las estrellas verdaderas queman su litio en un período de poco más de 100  millones de años , mientras que las enanas marrones (que pueden, de manera confusa, tener temperaturas y luminosidades similares a las de las estrellas verdaderas) no lo hacen. Por lo tanto, la detección de litio en la atmósfera de un objeto con más de 100 millones de años garantiza que se trata de una enana marrón.

La primera enana marrón de clase "T" fue descubierta en 1994 por los astrónomos de Caltech Shrinivas Kulkarni , Tadashi Nakajima, Keith Matthews y Rebecca Oppenheimer , ^[18] y los científicos de Johns Hopkins Samuel T. Durrance y David Golimowski. Se confirmó en 1995 que era una compañera subestelar de Gliese 229. Gliese 229b es uno de los dos primeros casos de evidencia clara de una enana marrón, junto con Teide 1. Confirmada en 1995, ambas fueron identificadas por la presencia de la línea de litio de 670,8 nm. Se descubrió que esta última tenía una temperatura y luminosidad muy por debajo del rango estelar.

Su espectro cercano al infrarrojo exhibió claramente una banda de absorción de metano a 2 micrómetros, una característica que anteriormente sólo se había observado en las atmósferas de planetas gigantes y en la de la luna Titán de Saturno . La absorción de metano no se espera a ninguna temperatura de una estrella de la secuencia principal. Este descubrimiento ayudó a establecer otra clase espectral aún más fría que las enanas L  , conocidas como " enanas T  ", de las cuales Gliese 229B es el prototipo.

La primera enana marrón de clase "M" confirmada fue descubierta por los astrofísicos españoles Rafael Rebolo (jefe del equipo), María Rosa Zapatero-Osorio y Eduardo L. Martín en 1994. ^[19] Este objeto, encontrado en el cúmulo abierto de las Pléyades , recibió el nombre de Teide 1. El artículo sobre el descubrimiento fue enviado a Nature en mayo de 1995 y publicado el 14 de septiembre de 1995. ^{[20] [21]} Nature destacó "Descubrimiento oficial de enanas marrones" en la portada de ese número.

Teide 1 fue descubierto en imágenes recogidas por el equipo del IAC el 6 de enero de 1994 utilizando el telescopio de 80 cm (IAC 80) del Observatorio del Teide , y su espectro se registró por primera vez en diciembre de 1994 utilizando el Telescopio William Herschel de 4,2 m del Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma). La distancia, composición química y edad de Teide 1 se pudo establecer debido a su pertenencia al joven cúmulo estelar de las Pléyades. Utilizando los modelos de evolución estelar y subestelar más avanzados en ese momento, el equipo estimó para Teide 1 una masa de 55 ± 15  M _J , ^[22] que está por debajo del límite de masa estelar. El objeto se convirtió en una referencia en trabajos posteriores relacionados con las enanas marrones jóvenes.

En teoría, una enana marrón de menos de 65  M _J no puede quemar litio mediante fusión termonuclear en ningún momento de su evolución. Este hecho es uno de los principios de prueba del litio que se utilizan para juzgar la naturaleza subestelar de los cuerpos astronómicos de baja luminosidad y baja temperatura superficial.

Los datos espectrales de alta calidad obtenidos por el telescopio Keck 1 en noviembre de 1995 mostraron que Teide 1 aún conservaba la abundancia inicial de litio de la nube molecular original a partir de la cual se formaron las estrellas de las Pléyades, lo que demuestra la falta de fusión termonuclear en su núcleo. Estas observaciones confirmaron que Teide 1 es una enana marrón, así como la eficiencia de la prueba espectroscópica de litio .

Durante algún tiempo, Teide 1 fue el objeto más pequeño conocido fuera del Sistema Solar que se había identificado mediante observación directa. Desde entonces, se han identificado más de 1.800 enanas marrones, ^[23] incluso algunas muy cercanas a la Tierra, como Epsilon Indi  Ba y Bb, una pareja de enanas marrones ligadas gravitacionalmente a una estrella similar al Sol a 12 años luz del Sol, ^[24] y Luhman 16, un sistema binario de enanas marrones a 6,5 ​​años luz del Sol.

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Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

Oh

B

A

F

GRAMO

K

METRO

yo

yo

Enanas marrones

Enanas blancas

Enanas rojas

Subenanos

Secuencia principal
("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojas

Gigantes azules

Gigantes brillantes

Supergigantes

Supergigante roja

Hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V
)

El mecanismo estándar para el nacimiento de estrellas es a través del colapso gravitacional de una nube interestelar fría de gas y polvo. A medida que la nube se contrae, se calienta debido al mecanismo de Kelvin-Helmholtz . Al principio del proceso, el gas que se contrae irradia rápidamente gran parte de la energía, lo que permite que el colapso continúe. Finalmente, la región central se vuelve lo suficientemente densa como para atrapar la radiación. En consecuencia, la temperatura central y la densidad de la nube colapsada aumentan drásticamente con el tiempo, lo que ralentiza la contracción, hasta que las condiciones son lo suficientemente cálidas y densas para que se produzcan reacciones termonucleares en el núcleo de la protoestrella . Para una estrella típica, la presión de gas y radiación generada por las reacciones de fusión termonuclear dentro de su núcleo la sostendrá contra cualquier contracción gravitacional adicional. Se alcanza el equilibrio hidrostático y la estrella pasará la mayor parte de su vida fusionando hidrógeno en helio como una estrella de secuencia principal.

Sin embargo, si la masa inicial ^[25] de la protoestrella es menor que aproximadamente 0,08  M _​​☉ , ^[26] las reacciones normales de fusión termonuclear de hidrógeno no se encenderán en el núcleo. La contracción gravitacional no calienta la pequeña protoestrella de manera muy efectiva, y antes de que la temperatura en el núcleo pueda aumentar lo suficiente como para desencadenar la fusión, la densidad alcanza el punto en el que los electrones se compactan lo suficiente como para crear una presión de degeneración cuántica de electrones . Según los modelos del interior de las enanas marrones, se espera que las condiciones típicas en el núcleo para la densidad, la temperatura y la presión sean las siguientes:

• ${\displaystyle 10\,\mathrm {g/cm^{3}} \,\lesssim \,\rho _{c}\,\lesssim \,10^{3}\,\mathrm {{g}/{ centímetros^{3}}} }$
• ${\displaystyle T_{c}\lesssim 3\times 10^{6}\,\mathrm {K} }$
• ${\displaystyle P_{c}\sim 10^{5}\,\mathrm {Mbar} .}$

Esto significa que la protoestrella no es lo suficientemente masiva ni densa como para alcanzar las condiciones necesarias para sostener la fusión del hidrógeno. La presión de degeneración electrónica impide que la materia que cae alcance las densidades y presiones necesarias.

Se evita una mayor contracción gravitacional y el resultado es una enana marrón que simplemente se enfría irradiando su energía térmica interna. Nótese que, en principio, es posible que una enana marrón acumule masa lentamente por encima del límite de combustión de hidrógeno sin iniciar la fusión de hidrógeno. Esto podría suceder a través de la transferencia de masa en un sistema binario de enanas marrones. ^[25]

El litio está presente generalmente en las enanas marrones y no en las estrellas de baja masa. Las estrellas, que alcanzan la alta temperatura necesaria para la fusión del hidrógeno, agotan rápidamente su litio. Se produce la fusión del litio-7 y un protón , lo que produce dos núcleos de helio-4 . La temperatura necesaria para esta reacción es apenas inferior a la necesaria para la fusión del hidrógeno. La convección en las estrellas de baja masa garantiza que el litio en todo el volumen de la estrella se agote con el tiempo. Por lo tanto, la presencia de la línea espectral de litio en una candidata a enana marrón es un fuerte indicador de que se trata de un objeto subestelar.

El uso del litio para distinguir candidatos a enanas marrones de estrellas de baja masa se conoce comúnmente como la prueba del litio , y fue iniciado por Rafael Rebolo , Eduardo Martín y Antonio Magazzu. Sin embargo, el litio también se observa en estrellas muy jóvenes, que aún no han tenido tiempo suficiente para quemarlo todo.

Las estrellas más pesadas, como el Sol, también pueden retener litio en sus capas externas, que nunca se calientan lo suficiente como para fusionarlo y cuya capa convectiva no se mezcla con el núcleo, donde el litio se agotaría rápidamente. Esas estrellas más grandes se distinguen fácilmente de las enanas marrones por su tamaño y luminosidad.

Por el contrario, las enanas marrones en el extremo superior de su rango de masa pueden ser lo suficientemente calientes como para agotar su litio cuando son jóvenes. Las enanas de masa superior a 65  MJ pueden quemar su litio cuando tienen 500 millones de años; ^{[27] por lo tanto, la} _prueba del litio no es perfecta.

A diferencia de las estrellas, las enanas marrones más antiguas a veces son lo suficientemente frías como para que, durante períodos muy largos de tiempo, sus atmósferas puedan acumular cantidades observables de metano , que no se puede formar en objetos más calientes. Entre las enanas confirmadas de esta manera se encuentra Gliese 229 B.

Las estrellas de la secuencia principal se enfrían, pero finalmente alcanzan una luminosidad bolométrica mínima que pueden mantener mediante una fusión constante. Esta luminosidad varía de una estrella a otra, pero generalmente es al menos el 0,01 % de la del Sol. ^{[ cita requerida ]} Las enanas marrones se enfrían y se oscurecen de manera constante a lo largo de su vida; las enanas marrones lo suficientemente viejas serán demasiado débiles para ser detectables.

Las nubes se utilizan para explicar el debilitamiento de la línea espectral de hidruro de hierro (FeH) en las enanas L tardías. Las nubes de hierro agotan el FeH en la atmósfera superior, y la capa de nubes bloquea la visión de las capas inferiores que aún contienen FeH. El fortalecimiento posterior de este compuesto químico a temperaturas más frías de las enanas T medias y tardías se explica por las nubes perturbadas que permiten que un telescopio observe las capas más profundas de la atmósfera que aún contienen FeH. ^[28] Las enanas L/T jóvenes (L2-T4) muestran una alta variabilidad , que podría explicarse con nubes, puntos calientes, auroras impulsadas magnéticamente o inestabilidades termoquímicas . ^[29] Las nubes de estas enanas marrones se explican como nubes de hierro con espesor variable o una capa de nubes de hierro gruesa inferior y una capa de nubes de silicato superior . Esta capa de nubes de silicato superior puede estar formada por cuarzo , enstatita , corindón y/o fosterita . ^{[30] [31]} Sin embargo, no está claro si las nubes de silicato son siempre necesarias para los objetos jóvenes. ^[32] La absorción de silicato se puede observar directamente en el infrarrojo medio a 8 a 12 μm. Las observaciones con Spitzer IRS han demostrado que la absorción de silicato es común, pero no ubicua, para los enanos L2-L8. ^[33] Además, MIRI ha observado la absorción de silicato en el compañero de masa planetaria VHS 1256b . ^[34]

La lluvia de hierro como parte de los procesos de convección atmosférica solo es posible en las enanas marrones, no en las estrellas pequeñas. La investigación espectroscópica sobre la lluvia de hierro aún está en curso, pero no todas las enanas marrones siempre tendrán esta anomalía atmosférica. En 2013, se obtuvo una imagen de una atmósfera heterogénea que contenía hierro alrededor del componente B en el cercano sistema Luhman 16. ^[35]

En el caso de las enanas marrones de tipo T tardías, solo se llevaron a cabo unas pocas búsquedas de variables. Se predice que en las enanas marrones de tipo T tardías se formarán capas de nubes delgadas a partir de cromo y cloruro de potasio , así como de varios sulfuros . Estos sulfuros son sulfuro de manganeso , sulfuro de sodio y sulfuro de cinc . ^[36] Se explica que la enana variable T7 2M0050–3322 tiene una capa superior de nubes de cloruro de potasio, una capa intermedia de nubes de sulfuro de sodio y una capa inferior de nubes de sulfuro de manganeso. Las nubes irregulares de las dos capas de nubes superiores podrían explicar por qué las bandas de metano y vapor de agua son variables. ^[37]

A las temperaturas más bajas de la enana Y WISE 0855-0714, capas irregulares de nubes de sulfuro y hielo de agua podrían cubrir el 50% de la superficie. ^[38]

Al igual que las estrellas, las enanas marrones se forman de forma independiente, pero, a diferencia de ellas, carecen de masa suficiente para "encender" la fusión de hidrógeno. Como todas las estrellas, pueden aparecer solas o muy cerca de otras estrellas. Algunas orbitan alrededor de estrellas y pueden, como los planetas, tener órbitas excéntricas.

Las enanas marrones tienen aproximadamente el mismo radio que Júpiter. En el extremo superior de su rango de masas ( 60–90  M _J ), el volumen de una enana marrón está gobernado principalmente por la presión de degeneración de electrones , ^[39] como en las enanas blancas; en el extremo inferior del rango ( 10  M _J ), su volumen está gobernado principalmente por la presión de Coulomb , como en los planetas. El resultado neto es que los radios de las enanas marrones varían solo entre un 10 y un 15 % en el rango de masas posibles. Además, la relación masa-radio no muestra cambios desde aproximadamente una masa de Saturno hasta el inicio de la combustión del hidrógeno (0,080 ± 0,008  M _☉ ), lo que sugiere que desde esta perspectiva las enanas marrones son simplemente planetas joviales de gran masa. ^[40] Esto puede dificultar su distinción de los planetas.

Además, muchas enanas marrones no experimentan fusión; incluso aquellas en el extremo superior del rango de masa (más de 60  M _J ) se enfrían lo suficientemente rápido como para que después de 10 millones de años ya no experimenten fusión .

Los espectros de rayos X e infrarrojos son signos reveladores de las enanas marrones. Algunas emiten rayos X ; y todas las enanas "cálidas" continúan brillando de manera reveladora en los espectros rojo e infrarrojo hasta que se enfrían a temperaturas similares a las de los planetas (por debajo de los 1000 K).

Los gigantes gaseosos tienen algunas de las características de las enanas marrones. Al igual que el Sol, Júpiter y Saturno están compuestos principalmente de hidrógeno y helio. Saturno es casi tan grande como Júpiter, a pesar de tener solo el 30% de la masa. Tres de los planetas gigantes del Sistema Solar (Júpiter, Saturno y Neptuno ) emiten mucho más calor (hasta aproximadamente el doble) del que reciben del Sol. ^{[41] [42]} Los cuatro planetas gigantes tienen sus propios sistemas "planetarios", en forma de extensos sistemas lunares.

Actualmente, la Unión Astronómica Internacional considera que un objeto con una masa superior a 13  M _J (la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio) es una enana marrón, mientras que un objeto con una masa inferior a esa (y que orbita una estrella o un remanente estelar) se considera un planeta. La masa mínima necesaria para provocar la combustión sostenida de hidrógeno (unos 80  M _J ) constituye el límite superior de la definición. ^{[3] [43]}

También se debate si las enanas marrones se definirían mejor por su proceso de formación en lugar de por los límites teóricos de masa basados ​​en reacciones de fusión nuclear. ^[4] Según esta interpretación, las enanas marrones son aquellos objetos que representan los productos de menor masa del proceso de formación estelar , mientras que los planetas son objetos formados en un disco de acreción que rodea una estrella. Se cree que los objetos flotantes más fríos descubiertos, como WISE 0855 , así como los objetos jóvenes de menor masa conocidos, como PSO J318.5−22 , tienen masas inferiores a 13  M _J y, como resultado, a veces se los denomina objetos de masa planetaria debido a la ambigüedad de si deben considerarse planetas rebeldes o enanas marrones. Se sabe que hay objetos de masa planetaria que orbitan alrededor de enanas marrones, como 2M1207b , MOA-2007-BLG-192Lb , 2MASS J044144b y Oph 98 B.

El valor de corte de 13 masas de Júpiter es una regla empírica más que una cantidad con significado físico preciso. Los objetos más grandes quemarán la mayor parte de su deuterio y los más pequeños quemarán solo una pequeña cantidad, y el valor de 13 masas de Júpiter se encuentra en algún punto intermedio. ^[44] La cantidad de deuterio quemado también depende en cierta medida de la composición del objeto, específicamente de la cantidad de helio y deuterio presente y de la fracción de elementos más pesados, que determina la opacidad atmosférica y, por lo tanto, la tasa de enfriamiento radiativo. ^[45]

En 2011, la Enciclopedia de Planetas Extrasolares incluyó objetos de hasta 25 masas de Júpiter, diciendo: "El hecho de que no haya ninguna característica especial alrededor de 13  M _Jup en el espectro de masas observado refuerza la elección de olvidar este límite de masa". ^[46] En 2016, este límite se aumentó a 60 masas de Júpiter, ^[47] basándose en un estudio de las relaciones masa-densidad. ^[48]

El Exoplanet Data Explorer incluye objetos de hasta 24 masas de Júpiter con el aviso: "La distinción de 13 masas de Júpiter por parte del Grupo de Trabajo de la IAU no tiene motivación física para planetas con núcleos rocosos y es problemática desde el punto de vista observacional debido a la ambigüedad de sen i ". ^[49] El Archivo de Exoplanetas de la NASA incluye objetos con una masa (o masa mínima) igual o menor a 30 masas de Júpiter. ^[50]

Los objetos por debajo de 13  MJ , llamados enanas submarrones o enanas marrones de masa planetaria , se forman de la misma manera que las estrellas y las enanas marrones (es decir, a través del colapso de una nube de gas ₎ , pero tienen una masa por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio . ^[51]

Algunos investigadores los llaman planetas que flotan libremente, ^[52] mientras que otros los llaman enanas marrones de masa planetaria. ^[53]

Aunque las características espectroscópicas pueden ayudar a distinguir entre estrellas de baja masa y enanas marrones, a menudo es necesario estimar la masa para llegar a una conclusión. La teoría detrás de la estimación de la masa es que las enanas marrones con una masa similar se forman de manera similar y están calientes cuando se forman. Algunas tienen tipos espectrales que son similares a las estrellas de baja masa, como 2M1101AB . A medida que se enfrían, las enanas marrones deberían retener un rango de luminosidades dependiendo de la masa. ^[54] Sin la edad y la luminosidad, una estimación de la masa es difícil; por ejemplo, una enana marrón de tipo L podría ser una enana marrón vieja con una masa alta (posiblemente una estrella de baja masa) o una enana marrón joven con una masa muy baja. Para las enanas Y esto es un problema menor, ya que siguen siendo objetos de baja masa cerca del límite de subenana marrón , incluso para estimaciones de edad relativamente altas. ^[55] Para las enanas L y T sigue siendo útil tener una estimación precisa de la edad. La luminosidad es aquí la propiedad menos preocupante, ya que puede estimarse a partir de la distribución de energía espectral . ^[56] La estimación de la edad se puede hacer de dos maneras. O bien la enana marrón es joven y todavía tiene características espectrales asociadas con la juventud, o la enana marrón se mueve junto con una estrella o grupo estelar ( cúmulo estelar o asociación ), donde las estimaciones de edad son más fáciles de obtener. Una enana marrón muy joven que se estudió más a fondo con este método es 2M1207 y su compañera 2M1207b . Con base en la ubicación, el movimiento propio y la firma espectral, se determinó que este objeto pertenece a la asociación TW Hydrae de ~8 millones de años , y se determinó que la masa de la secundaria era de 8 ± 2 M _J , por debajo del límite de combustión del deuterio . ^[57] Un ejemplo de una edad muy antigua obtenida por el método de co-movimiento es el binario enana marrón + enana blanca COCONUTS-1, estimándose que la enana blanca es7.3+2,8
-1,6 mil millones de años . En este caso, la masa no se estimó con la edad derivada, pero el movimiento conjunto proporcionó una estimación precisa de la distancia, utilizando la paralaje de Gaia . Utilizando esta medida, los autores calcularon el radio, que luego se utilizó para estimar la masa de la enana marrón como15.4+0,9
-0,8 M. _J. ^[58 ]

Se trata de enanas marrones con una clase espectral de M5.5 o posterior; también se denominan enanas de tipo M tardío. Algunos científicos las consideran enanas rojas . ^{[ cita requerida ]} Todas las enanas marrones con tipo espectral M son objetos jóvenes, como Teide 1 , que es la primera enana marrón de tipo M descubierta, y LP 944-20 , la enana marrón de tipo M más cercana.

La característica definitoria de la clase espectral M, el tipo más frío en la secuencia estelar clásica de larga data, es un espectro óptico dominado por bandas de absorción de moléculas de óxido de titanio (II) (TiO) y óxido de vanadio (II) (VO). Sin embargo, GD 165 B, la compañera fría de la enana blanca GD 165 , no tenía ninguna de las características distintivas de TiO de las enanas M. La posterior identificación de muchos objetos como GD 165B finalmente condujo a la definición de una nueva clase espectral , las enanas L , definidas en la región óptica roja del espectro no por bandas de absorción de óxido metálico (TiO, VO), sino por bandas de emisión de hidruro metálico ( FeH , CrH , MgH , CaH ) y líneas atómicas prominentes de metales alcalinos (Na, K, Rb, Cs). En 2013 ^[actualizar]se habían identificado más de 900 enanas L, ^[23] la mayoría mediante sondeos de campo amplio: el Two Micron All Sky Survey ( 2MASS ), el Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) y el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Esta clase espectral también contiene las estrellas más frías de la secuencia principal (> 80 M _J ), que tienen clases espectrales L2 a L6. ^[59]

Como GD 165B es el prototipo de las enanas L, Gliese 229 B es el prototipo de una segunda nueva clase espectral, las enanas T. Las enanas T son de color magenta rosado. Mientras que los espectros de infrarrojo cercano (NIR) de las enanas L muestran fuertes bandas de absorción de H ₂ O y monóxido de carbono (CO), el espectro NIR de Gliese 229B está dominado por bandas de absorción de metano (CH ₄ ), una característica que en el Sistema Solar se encuentra solo en los planetas gigantes y Titán . La absorción inducida por colisión (CIA) de CH ₄ , H ₂ O e hidrógeno molecular (H ₂ ) le da a Gliese 229B colores azules de infrarrojo cercano. Su espectro óptico rojo de pendiente pronunciada también carece de las bandas FeH y CrH que caracterizan a las enanas L y, en cambio, está influenciado por características de absorción excepcionalmente amplias de los metales alcalinos Na y K . Estas diferencias llevaron a J. Davy Kirkpatrick a proponer la clase espectral T para objetos que exhiben absorción de CH ₄ en banda H y K. En 2013 ^[actualizar], se conocían 355 enanas T. ^[23] Adam Burgasser y Tom Geballe han desarrollado recientemente esquemas de clasificación NIR para enanas T. La teoría sugiere que las enanas L son una mezcla de estrellas de muy baja masa y objetos subestelares (enanas marrones), mientras que la clase de enanas T está compuesta enteramente de enanas marrones. Debido a la absorción de sodio y potasio en la parte verde del espectro de las enanas T, se estima que la apariencia real de las enanas T a la percepción visual humana no es marrón, sino magenta . ^{[60] [61]} Las primeras observaciones limitaron la distancia a la que se podían observar las enanas T. Se han detectado enanas marrones de clase T, como WISE 0316+4307 , a más de 100 años luz del Sol. Las observaciones con el JWST han detectado enanas T como UNCOVER-BD-1 a hasta 4500 parsec de distancia del Sol.

En 2009, las enanas marrones más frías conocidas tenían temperaturas efectivas estimadas entre 500 y 600  K (227–327  °C ; 440–620  °F ), y se les ha asignado la clase espectral T9. Tres ejemplos son las enanas marrones CFBDS J005910.90–011401.3 , ULAS J133553.45+113005.2 y ULAS J003402.77−005206.7 . ^[62] Los espectros de estos objetos tienen picos de absorción alrededor de 1,55 micrómetros. ^[62] Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción de amoníaco y que esto debería tomarse como un indicador de la transición T–Y, lo que hace que estos objetos sean de tipo Y0. ^{[62] [63]} Sin embargo, la característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano , ^[62] y otros autores han afirmado que la asignación de la clase Y0 es prematura. ^[64]

La primera distribución espectral de energía del JWST de una enana Y fue capaz de observar varias bandas de moléculas en la atmósfera de la enana Y0 WISE 0359−5401 . Las observaciones cubrieron espectroscopía de 1 a 12 μm y fotometría a 15, 18 y 21 μm. Las moléculas de agua (H ₂ O), metano (CH ₄ ), monóxido de carbono (CO), dióxido de carbono (CO ₂ ) y amoniaco (NH ₃ ) fueron detectadas en WISE 0359−5401. Muchas de estas características habían sido observadas antes en esta enana Y y en enanas T más cálidas por otros observatorios, pero el JWST fue capaz de observarlas en un único espectro. El metano es el principal reservorio de carbono en la atmósfera de WISE 0359−5401, pero todavía queda suficiente carbono para formar monóxido de carbono detectable (a 4,5–5,0 μm) y dióxido de carbono (a 4,2–4,35 μm) en la enana Y. El amoníaco era difícil de detectar antes del JWST, ya que se mezcla con la característica de absorción del agua en el infrarrojo cercano, así como a 5,5–7,1 μm. En longitudes de onda más largas de 8,5–12 μm, el espectro de WISE 0359−5401 está dominado por la absorción de amoníaco. A 3 μm hay una característica adicional de amoníaco recientemente detectada. ^[65]

En la atmósfera dominada por el hidrógeno de las enanas marrones existe un equilibrio químico entre el monóxido de carbono y el metano . El monóxido de carbono reacciona con las moléculas de hidrógeno y forma metano e hidroxilo en esta reacción. El radical hidroxilo podría reaccionar más tarde con el hidrógeno y formar moléculas de agua. En la otra dirección de la reacción, el metano reacciona con el hidroxilo y forma monóxido de carbono e hidrógeno. La reacción química se inclina hacia el monóxido de carbono a temperaturas más altas (enanas L) y presión más baja. A temperaturas más bajas (enanas T) y presión más alta, la reacción se inclina hacia el metano, y el metano predomina en el límite T/Y. Sin embargo, la mezcla vertical de la atmósfera puede hacer que el metano se hunda en capas inferiores de la atmósfera y que el monóxido de carbono suba desde estas capas inferiores y más calientes. El monóxido de carbono tarda en reaccionar de nuevo en metano debido a una barrera de energía que impide la ruptura de los enlaces CO . Esto obliga a que la atmósfera observable de una enana marrón esté en un desequilibrio químico. La transición L/T se define principalmente con la transición de una atmósfera dominada por monóxido de carbono en enanas L a una atmósfera dominada por metano en enanas T. Por lo tanto, la cantidad de mezcla vertical puede empujar la transición L/T a temperaturas más bajas o más altas. Esto se vuelve importante para objetos con gravedad superficial modesta y atmósferas extendidas, como exoplanetas gigantes. Esto empuja la transición L/T a temperaturas más bajas para exoplanetas gigantes. Para enanas marrones esta transición ocurre alrededor de 1200 K. El exoplaneta HR 8799c , por otro lado, no muestra metano, a pesar de tener una temperatura de 1100 K. ^[66]

La transición entre enanas T e Y se define a menudo como 500 K debido a la falta de observaciones espectrales de estos objetos fríos y débiles. ^[67] Las observaciones futuras con JWST y los ELT podrían mejorar la muestra de enanas Y con espectros observados. Las enanas Y están dominadas por características espectrales profundas de metano, vapor de agua y posiblemente características de absorción de amoníaco y hielo de agua . ^[67] La ​​mezcla vertical, las nubes, la metalicidad, la fotoquímica , los rayos , los choques de impacto y los catalizadores metálicos podrían influir en la temperatura a la que ocurre la transición L/T y T/Y. ^[66]

Las enanas marrones jóvenes tienen gravedades superficiales bajas porque tienen radios mayores y masas menores que las estrellas de campo de tipo espectral similar. Estas fuentes se indican con una letra beta (β) para gravedad superficial intermedia o gamma (γ) para gravedad superficial baja. Los indicadores de gravedad superficial baja incluyen líneas débiles de CaH, KI y Na I, así como una línea VO fuerte. ^[70] Alfa (α) denota gravedad superficial normal y generalmente se omite. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se denota con un delta (δ). ^[72] El sufijo "pec" significa "peculiar"; este sufijo aún se usa para otras características que son inusuales y resume diferentes propiedades, lo que indica baja gravedad superficial, subenanas y sistemas binarios sin resolver. ^[73] El prefijo sd significa subenana y solo incluye subenanas frías. Este prefijo indica una baja metalicidad y propiedades cinemáticas que son más similares a las estrellas de halo que a las estrellas de disco . ^[69] Las subenanas aparecen más azules que los objetos del disco. ^[74] El sufijo rojo describe objetos de color rojo, pero de mayor edad. Esto no se interpreta como una gravedad superficial baja, sino como un alto contenido de polvo. ^{[71] [72]} El sufijo azul describe objetos con colores azules en el infrarrojo cercano que no se pueden explicar con una baja metalicidad. Algunos se explican como sistemas binarios L+T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550 y se explican con nubes delgadas y/o de grano grande. ^[72]

La mayor parte del flujo emitido por las enanas L y T se encuentra en el rango de infrarrojo cercano de 1 a 2,5 micrómetros. Las temperaturas bajas y decrecientes a lo largo de la secuencia de enanas M tardías, -L y -T dan como resultado un espectro de infrarrojo cercano rico que contiene una amplia variedad de características, desde líneas relativamente estrechas de especies atómicas neutras hasta bandas moleculares anchas, todas las cuales tienen diferentes dependencias de la temperatura, la gravedad y la metalicidad . Además, estas condiciones de baja temperatura favorecen la condensación a partir del estado gaseoso y la formación de granos.

Las atmósferas típicas de las enanas marrones conocidas varían en temperatura desde 2200 hasta750  K. ^[60] En comparación con las estrellas, que se calientan mediante una fusión interna constante, las enanas marrones se enfrían rápidamente con el tiempo; las enanas más masivas se enfrían más lentamente que las menos masivas. Hay algunas evidencias de que el enfriamiento de las enanas marrones se ralentiza en la transición entre las clases espectrales L y T (alrededor de 1000 K). ^[76]

Las observaciones de candidatos conocidos a enanas marrones han revelado un patrón de aumento y disminución de brillo de las emisiones infrarrojas que sugiere patrones de nubes relativamente fríos y opacos que ocultan un interior cálido agitado por vientos extremos. Se cree que el clima en estos cuerpos es extremadamente fuerte, comparable a las famosas tormentas de Júpiter, pero muy superior.

El 8 de enero de 2013, los astrónomos, utilizando los telescopios espaciales Hubble y Spitzer de la NASA , exploraron la atmósfera tormentosa de una enana marrón llamada 2MASS J22282889–4310262 , creando el "mapa meteorológico" más detallado de una enana marrón hasta el momento. Muestra nubes del tamaño de planetas impulsadas por el viento. La nueva investigación es un paso adelante hacia una mejor comprensión no solo de las enanas marrones, sino también de las atmósferas de los planetas más allá del Sistema Solar. ^[77]

En abril de 2020, los científicos informaron haber registrado velocidades del viento de +650 ± 310 metros por segundo (hasta 1450 millas por hora) en la cercana enana marrón 2MASS J10475385+2124234 . Para calcular las mediciones, los científicos compararon el movimiento rotacional de las características atmosféricas, determinado por los cambios de brillo, con la rotación electromagnética generada por el interior de la enana marrón. Los resultados confirmaron las predicciones anteriores de que las enanas marrones tendrían vientos fuertes. Los científicos tienen la esperanza de que este método de comparación se pueda utilizar para explorar la dinámica atmosférica de otras enanas marrones y planetas extrasolares. ^[78]

Recientemente se han utilizado coronógrafos para detectar objetos débiles que orbitan alrededor de estrellas brillantes visibles, incluida Gliese 229B.

Se han utilizado telescopios sensibles equipados con dispositivos de carga acoplada (CCD) para buscar objetos débiles en cúmulos estelares distantes, incluido Teide 1.

Las búsquedas de campo amplio han identificado objetos débiles individuales, como Kelu-1 (a 30 años luz de distancia).

Las enanas marrones suelen descubrirse en los estudios para descubrir exoplanetas . Los métodos de detección de exoplanetas también funcionan para las enanas marrones, aunque estas últimas son mucho más fáciles de detectar.

Las enanas marrones pueden ser potentes emisoras de emisiones de radio debido a sus fuertes campos magnéticos. Los programas de observación del Observatorio de Arecibo y del Very Large Array han detectado más de una docena de objetos de este tipo, que también se denominan enanas ultrafrías porque comparten propiedades magnéticas comunes con otros objetos de esta clase. ^[79] La detección de emisiones de radio de las enanas marrones permite medir directamente la intensidad de sus campos magnéticos.

• 1995: Se verifica la primera enana marrón. Teide 1 , un objeto M8 del cúmulo de las Pléyades , es detectado con un CCD en el Observatorio español del Roque de los Muchachos del Instituto de Astrofísica de Canarias .
• Se verifica la primera enana marrón de metano. Se descubre Gliese 229B orbitando alrededor de la enana roja Gliese 229 A (a 20 años luz de distancia) utilizando un coronógrafo de óptica adaptativa para agudizar las imágenes del telescopio reflector de 60 pulgadas (1,5 m) del Observatorio Palomar en el Monte Palomar del Sur de California ; la espectroscopia infrarroja de seguimiento realizada con el Telescopio Hale de 200 pulgadas (5,1 m) muestra una abundancia de metano.
• 1998: Se descubre la primera enana marrón emisora ​​de rayos X. Se determina que Cha Helpha 1, un objeto M8 en la nube oscura Chamaeleon I , es una fuente de rayos X, similar a las estrellas convectivas de tipo tardío.
• 15 de diciembre de 1999: Se detecta la primera llamarada de rayos X de una enana marrón. Un equipo de la Universidad de California que vigila LP 944-20 ( 60  M _J , 16 años luz de distancia) a través del Observatorio de rayos X Chandra , detecta una llamarada de dos horas de duración. ^[80]
• 27 de julio de 2000: Se detecta la primera emisión de radio (en estado de fulguración y quietud) de una enana marrón. Un equipo de estudiantes del Very Large Array detectó la emisión de LP 944–20. ^[81]
• 30 de abril de 2004: Primera detección de un candidato a exoplaneta alrededor de una enana marrón: 2M1207b descubierto con el VLT y el primer exoplaneta fotografiado directamente. ^[82]
• 20 de marzo de 2013: Descubrimiento del sistema enano marrón más cercano: Luhman 16. ^[83]
• 25 de abril de 2014: Se descubre la enana marrón más fría conocida. WISE 0855−0714 se encuentra a 7,2 años luz de distancia (el séptimo sistema más cercano al Sol) y tiene una temperatura de entre −48 y −13 °C. ^[84]

Las llamaradas de rayos X detectadas desde 1999 en enanas marrones sugieren que en su interior hay cambios en los campos magnéticos , similares a los de las estrellas de muy baja masa. Aunque no fusionan hidrógeno en helio en sus núcleos como las estrellas, la energía de la fusión del deuterio y la contracción gravitatoria mantienen calientes sus interiores y generan fuertes campos magnéticos. El interior de una enana marrón se encuentra en un estado de ebullición rápida o convección. Cuando se combina con la rápida rotación que exhiben la mayoría de las enanas marrones, la convección crea las condiciones para el desarrollo de un campo magnético fuerte y enredado cerca de la superficie. Los campos magnéticos que generaron la llamarada observada por Chandra desde LP 944-20 tienen su origen en el plasma magnetizado turbulento que se encuentra debajo de la "superficie" de la enana marrón.

Utilizando el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA , los científicos han detectado rayos X de una enana marrón de baja masa en un sistema estelar múltiple. ^[85] Esta es la primera vez que una enana marrón tan cerca de su(s) estrella(s) madre (estrellas similares al Sol TWA 5A) ha sido resuelta en rayos X. ^[85] "Nuestros datos de Chandra muestran que los rayos X se originan en el plasma coronal de la enana marrón, que está a unos 3 millones de grados Celsius", dijo Yohko Tsuboi de la Universidad Chuo en Tokio. ^[85] "Esta enana marrón es tan brillante como el Sol hoy en luz de rayos X, mientras que es cincuenta veces menos masiva que el Sol", dijo Tsuboi. ^[85] "Esta observación, por lo tanto, plantea la posibilidad de que incluso los planetas masivos podrían emitir rayos X por sí mismos durante su juventud" . ^[85]

La primera enana marrón que se descubrió que emitía señales de radio fue LP 944-20 , que se observó ya que también es una fuente de emisión de rayos X, y ambos tipos de emisión son firmas de coronas. Aproximadamente el 5-10% de las enanas marrones parecen tener fuertes campos magnéticos y emitir ondas de radio, y puede haber hasta 40 enanas marrones magnéticas a 25 pc del Sol según el modelo de Monte Carlo y su densidad espacial promedio. ^[86] La potencia de las emisiones de radio de las enanas marrones es aproximadamente constante a pesar de las variaciones en sus temperaturas. ^[79] Las enanas marrones pueden mantener campos magnéticos de hasta 6 kG de fuerza. ^[87] Los astrónomos han estimado que las magnetosferas de las enanas marrones abarcan una altitud de aproximadamente 10 ⁷ m dadas las propiedades de sus emisiones de radio. ^[88] Se desconoce si las emisiones de radio de las enanas marrones se parecen más a las de los planetas o las estrellas. Algunas enanas marrones emiten pulsos de radio regulares, que a veces se interpretan como emisiones de radio emitidas desde los polos, pero también pueden provenir de regiones activas. La inversión periódica y regular de la orientación de las ondas de radio puede indicar que los campos magnéticos de las enanas marrones invierten periódicamente su polaridad. Estas inversiones pueden ser el resultado de un ciclo de actividad magnética de las enanas marrones, similar al ciclo solar . ^[89]

La primera enana marrón de clase espectral M que se descubrió que emitía ondas de radio fue LP 944-20 , detectada en 2001. La primera enana marrón de clase espectral L que se descubrió que emitía ondas de radio fue 2MASS J0036159+182110 , detectada en 2008. La primera enana marrón de clase espectral T que se descubrió que emitía ondas de radio fue 2MASS J10475385+2124234 . ^{[90] [91]} Este último descubrimiento fue significativo ya que reveló que las enanas marrones con temperaturas similares a los exoplanetas podrían albergar fuertes campos magnéticos de >1,7 kG. Aunque se realizó una búsqueda sensible de emisión de radio de enanas Y en el Observatorio de Arecibo en 2010, no se detectó ninguna emisión. ^[92]

Las estimaciones de las poblaciones de enanas marrones en el vecindario solar sugieren que puede haber hasta seis estrellas por cada enana marrón. ^[94] Una estimación más reciente de 2017 que utilizó el cúmulo estelar masivo joven RCW 38 concluyó que la Vía Láctea contiene entre 25 y 100 mil millones de enanas marrones. ^[95] (Compare estos números con las estimaciones del número de estrellas en la Vía Láctea: 100 a 400 mil millones).

En un estudio publicado en agosto de 2017, el telescopio espacial Spitzer de la NASA monitoreó las variaciones de brillo infrarrojo en las enanas marrones causadas por una capa de nubes de espesor variable. Las observaciones revelaron ondas a gran escala que se propagan en las atmósferas de las enanas marrones (de manera similar a la atmósfera de Neptuno y otros planetas gigantes del Sistema Solar). Estas ondas atmosféricas modulan el espesor de las nubes y se propagan a diferentes velocidades (probablemente debido a la rotación diferencial). ^[96]

En agosto de 2020, los astrónomos descubrieron 95 enanas marrones cerca del Sol a través del proyecto Backyard Worlds: Planet 9. ^[97]

En 2024, el telescopio espacial James Webb proporcionó el informe meteorológico más detallado hasta el momento sobre dos enanas marrones, que revelaron condiciones "tormentosas". Estas enanas marrones, parte de un sistema estelar binario llamado Luhman 16 descubierto en 2013, están a solo 6,5 años luz de la Tierra y son las enanas marrones más cercanas a nuestro Sol. Los investigadores descubrieron que tienen nubes turbulentas, probablemente formadas por granos de silicato, con temperaturas que oscilan entre los 875 °C (1607 °F) y los 1026 °C (1879 °F). Esto indica que los vientos están arrastrando arena caliente sobre las enanas marrones. Además, se detectaron firmas de absorción de monóxido de carbono, metano y vapor de agua. ^[98]

Las binarias enanas marrones de tipo M, L y T son menos comunes con una masa menor del primario. ^[99] Las enanas L tienen una fracción binaria de aproximadamente24+6
−2% y la fracción binaria para enanos T tardíos, Y tempranos (T5-Y0) es de aproximadamente 8 ± 6 %. ^[100]

Las binarias enanas marrones tienen una mayor proporción de compañeros-anfitriones en comparación con las binarias de menor masa. Las binarias con una estrella de tipo M como estrella primaria tienen, por ejemplo, una amplia distribución de q con una preferencia de q≥0,4. Las enanas marrones, por otro lado, muestran una fuerte preferencia por q≥0,7. La separación disminuye con la masa: las estrellas de tipo M tienen una separación máxima de 3 a 30 unidades astronómicas (UA), las enanas marrones de tipo ML tienen una separación máxima proyectada de 5 a 8 UA y los objetos T5 a Y0 tienen una separación proyectada que sigue una distribución lognormal con una separación máxima de aproximadamente 2,9 UA. ^[100]${\displaystyle q=M_{B}/M_{A}}$

Un ejemplo es el sistema binario de enanas marrones más cercano, Luhman 16 AB, con una enana primaria L7.5 y una separación de 3.5 ua y q=0.85. La separación está en el extremo inferior de la separación esperada para enanas marrones de tipo ML, pero la relación de masas es típica.

No se sabe si la misma tendencia continúa con las enanas Y, porque su tamaño de muestra es muy pequeño. Las binarias enanas Y+Y deberían tener una alta relación de masas q y una baja separación, alcanzando escalas de menos de una ua. ^[101] En 2023, la enana Y+Y WISE J0336-0143 fue confirmada como una binaria con JWST , con una relación de masas de q=0,62±0,05 y una separación de 0,97 unidades astronómicas. Los investigadores señalan que el tamaño de la muestra de enanas marrones binarias de baja masa es demasiado pequeño para determinar si WISE J0336-0143 es un representante típico de las binarias de baja masa o un sistema peculiar. ^[102]

Las observaciones de la órbita de sistemas binarios que contienen enanas marrones se pueden utilizar para medir la masa de la enana marrón. En el caso de 2MASSW J0746425+2000321, la secundaria pesa el 6% de la masa solar. Esta medida se llama masa dinámica. ^{[103] [104]} El sistema enano marrón más cercano al Sistema Solar es el binario Luhman 16. Se intentó buscar planetas alrededor de este sistema con un método similar, pero no se encontró ninguno. ^[105]

El sistema binario ancho 2M1101AB fue el primer sistema binario con una separación mayor a20  UA . El descubrimiento del sistema proporcionó información definitiva sobre la formación de enanas marrones. Anteriormente se pensaba que las enanas marrones binarias anchas no se forman o al menos se rompen a edades de 1 a 10 millones de años . La existencia de este sistema también es incompatible con la hipótesis de la eyección. ^[106] La hipótesis de la eyección fue una hipótesis propuesta en la que las enanas marrones se forman en un sistema múltiple, pero son expulsadas antes de que ganen suficiente masa para quemar hidrógeno. ^[107]

Más recientemente se descubrió el sistema binario ancho W2150AB . Tiene una relación de masas y una energía de enlace similares a las de 2M1101AB, pero una edad mayor y se encuentra en una región diferente de la galaxia. Mientras que 2M1101AB se encuentra en una región densamente poblada, el sistema binario W2150AB se encuentra en un campo escasamente separado. Debe haber sobrevivido a cualquier interacción dinámica en su cúmulo estelar natal . El sistema binario también pertenece a unos pocos sistemas binarios L+T que se pueden resolver fácilmente mediante observatorios terrestres. Los otros dos son SDSS J1416+13AB y Luhman 16. ^[108]

Existen otros sistemas binarios interesantes, como el sistema binario enano marrón eclipsante 2MASS J05352184–0546085 . ^[109] Los estudios fotométricos de este sistema han revelado que la enana marrón menos masiva del sistema es más caliente que su compañera de mayor masa. ^[110]

Las enanas marrones y los planetas masivos en órbitas cercanas (menos de 5 UA) alrededor de estrellas son poco comunes y a esto se lo describe a veces como el desierto de enanas marrones. Menos del 1% de las estrellas con la masa del Sol tienen una enana marrón a una distancia de 3 a 5 UA. ^[111]

Un ejemplo de un sistema binario de estrella-enana marrón es la primera enana T descubierta, Gliese 229 B , que orbita alrededor de la estrella de la secuencia principal Gliese 229 A, una enana roja. También se conocen enanas marrones que orbitan alrededor de subgigantes , como TOI-1994b, que orbita su estrella cada 4,03 días. ^[112]

También hay desacuerdo sobre si algunas enanas marrones de baja masa deben considerarse planetas. El archivo de exoplanetas de la NASA incluye a las enanas marrones con una masa mínima menor o igual a 30 masas de Júpiter como planetas siempre que se cumplan otros criterios (por ejemplo, orbitar alrededor de una estrella). ^[113] Por otro lado, el Grupo de Trabajo sobre Planetas Extrasolares (WGESP) de la UAI solo considera planetas con una masa inferior a 13 masas de Júpiter. ^[114]

Las enanas marrones alrededor de enanas blancas son bastante raras. GD 165 B , el prototipo de las enanas L, es uno de esos sistemas. ^[115] Estos sistemas pueden ser útiles para determinar la edad del sistema y la masa de la enana marrón. Otras binarias enana blanca-enana marrón son COCONUTS-1 AB (7 mil millones de años), ^[58] y LSPM J0055+5948 AB (10 mil millones de años), ^[116] SDSS J22255+0016 AB (2 mil millones de años) ^[117] WD 0806−661 AB (1.5–2.7 mil millones de años). ^[118]

Los sistemas con enanas marrones cercanas y bloqueadas por mareas que orbitan alrededor de enanas blancas pertenecen a las binarias de envoltura común posterior o PCEB. Solo se conocen ocho PCEB confirmados que contienen una enana blanca con una compañera enana marrón, incluida WD 0137-349 AB. En la historia pasada de estas binarias cercanas de enana blanca-enana marrón, la enana marrón es engullida por la estrella en la fase de gigante roja . Las enanas marrones con una masa inferior a 20 masas de Júpiter se evaporarían durante el engullimiento. ^{[119] [120]} La escasez de enanas marrones que orbitan cerca de enanas blancas se puede comparar con observaciones similares de enanas marrones alrededor de estrellas de la secuencia principal, descritas como el desierto de enanas marrones . ^{[121] [122]} La PCEB podría evolucionar en una estrella variable cataclísmica (CV*) con la enana marrón como donante. ^[123] Las simulaciones han demostrado que las CV* altamente evolucionadas se asocian principalmente con donantes subestelares (hasta un 80%). ^[124] Un tipo de CV*, llamado nova enana de tipo WZ Sge, a menudo muestra donantes con una masa cercana al límite de las estrellas de baja masa y las enanas marrones. ^[125] El binario BW Sculptoris es una nova enana de este tipo con un donante enano marrón. Esta enana marrón probablemente se formó cuando una estrella donante perdió suficiente masa para convertirse en una enana marrón. La pérdida de masa viene acompañada de una pérdida del período orbital hasta que alcanza un mínimo de 70-80 minutos en el que el período aumenta de nuevo. Esto le da a esta etapa evolutiva el nombre de rebotador de período. ^[124] También podrían existir enanas marrones que se fusionaron con enanas blancas. La nova CK Vulpeculae podría ser el resultado de una fusión de enanas blancas y enanas marrones. ^{[126] [127]}

Las enanas marrones se forman de manera similar a las estrellas y están rodeadas de discos protoplanetarios , ^[128] como Cha 110913−773444 . A partir de 2017, solo hay una enana marrón proto conocida que está conectada con un gran objeto Herbig-Haro . Esta es la enana marrón Mayrit 1701117, que está rodeada por un pseudodisco y un disco kepleriano. ^[129] Mayrit 1701117 lanza el chorro HH 1165 de 0,7 años luz de longitud, visto principalmente en azufre ionizado . ^{[130] [131]}

Se ha descubierto que los discos alrededor de enanas marrones tienen muchas de las mismas características que los discos alrededor de las estrellas; por lo tanto, se espera que haya planetas formados por acreción alrededor de enanas marrones. ^[128] Dada la pequeña masa de los discos de enanas marrones, la mayoría de los planetas serán planetas terrestres en lugar de gigantes gaseosos. ^[132] Si un planeta gigante orbita una enana marrón a través de nuestra línea de visión, entonces, debido a que tienen aproximadamente el mismo diámetro, esto daría una gran señal para la detección por tránsito . ^[133] La zona de acreción de los planetas alrededor de una enana marrón está muy cerca de la propia enana marrón, por lo que las fuerzas de marea tendrían un fuerte efecto. ^[132]

En 2020, el proyecto Disk Detective descubrió la enana marrón más cercana con un disco primordial asociado, WISEA J120037.79-784508.3 (W1200-7845) , cuando los voluntarios de clasificación notaron su exceso de infrarrojos. El equipo científico la examinó y analizó y descubrió que W1200-7845 tenía una probabilidad del 99,8 % de ser miembro de la asociación de grupos móviles jóvenes ε Chamaeleontis (ε Cha) . Su paralaje (utilizando datos de Gaia DR2) la sitúa a una distancia de 102 parsecs (o 333 años luz) de la Tierra, que se encuentra dentro del vecindario solar local. ^{[134] [135]}

Un artículo de 2021 estudió los discos circunestelares alrededor de enanas marrones en asociaciones estelares que tienen unos pocos millones de años y están a entre 140 y 200 parsecs de distancia. Los investigadores descubrieron que estos discos no son lo suficientemente masivos como para formar planetas en el futuro. Hay evidencia en estos discos que podría indicar que la formación de planetas comienza en etapas más tempranas y que los planetas ya están presentes en estos discos. La evidencia de la evolución del disco incluye una masa de disco decreciente con el tiempo, crecimiento de granos de polvo y sedimentación de polvo. ^[136] Los discos alrededor de enanas marrones suelen tener un radio menor a 40 unidades astronómicas , pero tres discos en la nube molecular de Tauro, más distante, tienen un radio mayor a 70 au y se resolvieron con ALMA . Estos discos más grandes pueden formar planetas rocosos con una masa >1 M _E. ^[137] También hay enanas marrones con discos en asociaciones de más de unos pocos millones de años, ^[138] lo que podría ser evidencia de que los discos alrededor de las enanas marrones necesitan más tiempo para disiparse. Los discos especialmente viejos (>20 Myrs) a veces se denominan discos de Peter Pan . Actualmente 2MASS J02265658-5327032 es la única enana marrón conocida que tiene un disco de Peter Pan. ^[139]

La enana marrón Cha 110913−773444 , situada a 500 años luz de distancia en la constelación de Camaleón, puede estar en proceso de formación de un sistema planetario en miniatura. Astrónomos de la Universidad Estatal de Pensilvania han detectado lo que creen que es un disco de gas y polvo similar al que se supone que formó el Sistema Solar. Cha 110913−773444 es la enana marrón más pequeña encontrada hasta la fecha ( 8  M _J ), y si formó un sistema planetario, sería el objeto más pequeño conocido en tener uno. ^[140]

Según la definición de trabajo de la UAI (de agosto de 2018), un exoplaneta puede orbitar una enana marrón. Requiere una masa inferior a 13 M _J y una relación de masas de M/M _central <2/(25+√621). Esto significa que un objeto con una masa de hasta 3,2 M _J alrededor de una enana marrón con una masa de 80 M _J se considera un planeta. También significa que un objeto con una masa de hasta 0,52 M _J alrededor de una enana marrón con una masa de 13 M _J se considera un planeta. ^[142]

Los objetos de masa planetaria super-Júpiter 2M1207b , 2MASS J044144 y Oph 98 B que orbitan enanas marrones a grandes distancias orbitales pueden haberse formado por colapso de nubes en lugar de acreción y, por lo tanto, pueden ser enanas submarrones en lugar de planetas , lo que se infiere de masas relativamente grandes y órbitas grandes. El primer descubrimiento de una compañera de baja masa orbitando una enana marrón ( ChaHα8 ) a una pequeña distancia orbital utilizando la técnica de velocidad radial allanó el camino para la detección de planetas alrededor de enanas marrones en órbitas de unas pocas UA o más pequeñas. ^{[143] [144]} Sin embargo, con una relación de masa entre la compañera y la primaria en ChaHα8 de aproximadamente 0,3, este sistema se parece bastante a una estrella binaria. Luego, en 2008, se descubrió el primer compañero de masa planetaria en una órbita relativamente pequeña ( MOA-2007-BLG-192Lb ) orbitando una enana marrón. ^[145]

Es probable que los planetas que giran alrededor de enanas marrones sean planetas de carbono sin agua. ^[146]

Un estudio de 2017, basado en observaciones con Spitzer , estima que se deben monitorear 175 enanas marrones para garantizar (95 %) al menos una detección de un planeta de tamaño inferior al de la Tierra mediante el método de tránsito. ^[147] El JWST podría detectar planetas más pequeños. Las órbitas de los planetas y las lunas del sistema solar a menudo se alinean con la orientación de la estrella/planeta anfitrión que orbitan. Suponiendo que la órbita de un planeta está alineada con el eje de rotación de una enana marrón o un objeto de masa planetaria , la probabilidad geométrica de tránsito de un objeto similar a Ío se puede calcular con la fórmula cos(79,5°)/cos( inclinación ). ^[148] La inclinación se estimó para varias enanas marrones y objetos de masa planetaria. SIMP 0136, por ejemplo, tiene una inclinación estimada de 80°±12. ^[149] Suponiendo el límite inferior de i≥68° para SIMP 0136, esto da como resultado una probabilidad de tránsito de ≥48,6% para planetas cercanos. Sin embargo, no se sabe cuán comunes son los planetas cercanos alrededor de enanas marrones y podrían ser más comunes para objetos de menor masa, ya que los tamaños de los discos parecen disminuir con la masa. ^[136]

Se ha estudiado la habitabilidad de planetas hipotéticos que orbitan enanas marrones. Los modelos informáticos que sugieren las condiciones para que estos cuerpos tengan planetas habitables son muy estrictos: la zona habitable es estrecha, cercana (enana T 0,005 UA) y disminuye con el tiempo, debido al enfriamiento de la enana marrón (se fusionan durante 10 millones de años como máximo). Las órbitas en esa zona tendrían que tener una excentricidad extremadamente baja (del orden de 10 elevado a menos 6) para evitar fuertes fuerzas de marea que desencadenarían un efecto invernadero descontrolado en los planetas, volviéndolos inhabitables. Tampoco habría lunas. ^[150]

En 1984, algunos astrónomos postularon que alrededor del Sol podría orbitar una enana marrón no detectada (a veces llamada Némesis ) que podría interactuar con la nube de Oort de la misma manera que lo hacen las estrellas que pasan por ella . Sin embargo, esta hipótesis ha caído en desuso. ^[151]

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  Ilustración de una enana marrón ^[172]

• Fusor (astronomía)
• Desierto de enanas marrones  : rango teórico de órbitas alrededor de una estrella dentro del cual las enanas marrones no pueden existir como objetos acompañantes
• Enana azul (etapa de enana roja)  : clase hipotética de estrella que se desarrolla a partir de una enana roja.
• Materia oscura  : concepto en cosmología
• Exoplaneta  – Planeta fuera del Sistema Solar
• Estelificación
• WD 0032-317b
• Lista de enanas marrones
• Lista de enanas Y