Nana marrón

Nana marrón
	tipu d'oxetu astronómicu

Les nanes marrones son oxetos subestelares non lo suficientemente masivos, incapaces, por tanto, de caltener reacciones nucleares continues de fusión del hidróxenu-1 nel so nucleu, a diferencia de les estrelles de la secuencia principal. Les nanes marrones ocupen el rangu de mases ente los xigantes gaseosos más pesaos y les estrelles más llixeres, con una llende cimera de mases relativamente bien conocíu, tando entendíu ente les 75 y les 80 mases jovianas $M_{J}$ , según el grau de metalicidá. Les nanes marrones más pesaes que 13 $M_{J}$ créese que funden deuteriu y les mayores de 65 $M_{J}$ funden litiu, respeutivamente. A partir de 65 $M_{J}$ , amás de deuteriu tamién quemen tritiu. Sicasí, apenes tienen diferenciación química según la fondura, yá que sufrieron en dalgún momentu de la so vida conveición dende la superficie hasta'l so centru por causa de débiles reacciones de fusión d'isótopos residuales.

La quema del deuteriu producir na so mocedá y ye posible por cuenta de la so baxa temperatura de fusión, unos 100.000 K. Yá que el deuteriu ye un combustible minoritariu que sume rápido, dicha reacción nun puede sostener el colapsu gravitatoriu. Les nanes marrones siguen rellumando por un tiempu debíu al calor residual de les reacciones y a la lenta contraición de la materia que les forma. Les nanes marrones van siguir contraer y esfreciéndose hasta llegar al equilibriu. Créese que les nanes marrones son estrelles «fallíes», yá que contienen los mesmos materiales qu'una estrella como'l Sol, pero con bien poca masa pa rellumar. Son bien paecíes a los planetes gaseosos; nun son del tou planetes, pero tampoco son estrelles.

Les diferencies que definen a una nana marrón de masa bien baxa d'un xigante de gas (~13 $M_{J}$ ) son cuestiones d'alderique. Una escuela de pensamientu basar na formación; la otra, na física del interior. Una parte de les esmoliciones del alderique ye si les "nanes marrones" deben, por definición, esperimentar la fusión en dalgún momentu de la so historia.

Les estrelles clasificar pola clase espectral, siendo les nanes marrones designaes como de tipos M, L, T ya I. A pesar del so nome, les nanes marrones son de distintos colores. Munches nanes marrones ye probable qu'apaezan como magenta pal güeyu humanu, o posiblemente naranxes o coloraes. Les nanes marrones nun son bien lluminoses en llonxitúes d'onda visibles.

Dellos planetes conocíos qu'orbiten nanes marrones son: 2M1207 b, MOA-2007-BLG-192-L b y 2MASS J044144.

A una distancia d'unos 6,5 años lluz, la nana marrón más cercana conocida ye Luhman 16, un sistema binariu de nanes marrones afayáu en 2013. DENIS-P J082303.1-491201 b ta numberáu como'l exoplaneta más masivu conocíu (a partir de Marzu de 2014) nel archivu d'exoplanetes de la NASA, a pesar de tener una masa (28.5 ± 1.9 $M_{J}$ ) más de dos veces que'l puntu de corte de 13 mases jovianas ente planetes y nanes marrones.

Notes históriques

En 1963 el astrofísicu d'orixe indiu Shiv Kumar foi'l primeru n'estudiar teóricamente la evolución y propiedaes d'estrelles de masa bien inferior a les que se conocíen entós daquella. Los sos cálculos corresponderíen a lo que güei denominamos nanes marrones. Kumar denominó a estos oxetos nanes negres. El nome Brown Dwarf foi propuestu en 1975 pola astrofísica Jill Tarter, famosa por ser la vocera del proyeutu SETI. Esiste discrepancia avera del usu de los nomes nana marrón o nana café a nivel mundial, anque n'español impúnxose nana marrón mayoritariamente. La primer nana marrón verificada foi Teide 1, en 1995, nel telescopiu IAC-80 del Observatoriu del Teide (Tenerife), por un grupu español de astrofísicos pertenecientes al IAC. La nana marrón meyor carauterizada ye Gliese 229B, la compañera de menor masa de la estrella Gliese 229.

Identificación y prueba de litiu

El litiu ye un elementu especialmente interesante pa estremar estos oxetos de les estrelles de baxa masa, yá que ye destruyíu rápido nes reacciones de fusión del hidróxenu (en concretu nes cadenes PPII) por cuenta de que reacciona col hidróxenu a tan solo 1.000.000 K. Les estrelles pocu masives (< 0,1M_S) son dafechu convectivas, polo que los sos interiores tán bien entemecíos y el litiu quémase xunto col hidróxenu en pocos millones d'años. Sicasí, les estrelles de mases similares o mayores que la del Sol sí que caltienen litiu nes sos atmósferes, una y bones la conveición nun llogra enfusar hasta'l nucleu. Nuna nana marrón, por cuenta de la so baxa masa, l'hidróxenu nun llega a algamar les temperatures y presiones necesaries pa desencadenar la so fusión y el litiu nun ye destruyíu, permaneciendo na nana marrón mientres tola so esistencia. Esti litiu puede ser detectáu al traviés de los sos espectro d'emisión carauterísticos, constituyendo esta prueba la manera clásica d'identificación de nanes marrones. La prueba foi usada per primer vegada pol grupu del IAC encabezáu por Rafael Rebolo. La prueba nun ye perfecta, yá que puede haber estrelles bien pocu masives nes que la quema del litiu entá nun concluyera por cuenta de la so lentitú nes reacciones. Tamién s'embaraxó la posibilidá de midir l'ausencia de deuteriu pa comprobar si tratar d'una nana marrón o non, pero esti datu revelóse más malo de midir, una y bones les llinies espectrales del hidróxenu y el deuteriu son bien asemeyaes.

Rellumu y tipu espectral

La emisión de poca enerxía per parte d'estos astros lleva a que sía bien difícil reparalos d'una manera direuta dende grandes distancies. A pesar d'esto, dellos centenares de nanes marrones fueron identificaes, con temperatures superficiales que varien ente 800 y 2000 graos Celsius. La temperatura superficial ye una función creciente cola masa y decreciente cola edá del oxetu.

Nanes marrones y planetes estrasolares

Ficheru:Artist's impression of the disc of dust and gas around a brown dwarf.jpg

Impresión del artista d'un discu del polvu y del gas alredor d'una nana marrón.^[1]

Por cuenta de la so baxa masa, Entemedia ente los planetes xigantes y les estrelles de poca masa, les nanes marrones constitúin un venceyu únicu ente dambos tipos de cuerpos. En particular, desconozse la formación de les nanes marrones, nun pudiéndose saber enagora si fórmense como planetes nel interior d'un discu circunestelar a partir d'un nucleu de material sólido, o como estrelles a partir de la fragmentación y colapsu gravitacional d'una nube molecular. En 2003 detectar na constelación de Orión un grupu d'oxetos de tipu nana marrón con mases tan pequeñes como 5 mases jovianas.

Los oxetos de masa planetario super-Xúpiter 2M1207b y 2MASS J044144 que tán n'órbita de nanes marrones a grandes distancies orbitales pueden formase por colapsu de nubes en llugar de acreción y polo tanto pueden ser nanes marrones submarines en llugar de planetes, lo que se deduz de mases relativamente grandes y Grandes órbites. El primer descubrimientu d'un compañeru de baxa masa orbitando una nana marrón (ChaHα8) a una pequeña distancia orbital usando la téunica de velocidá radial pavimentó el camín pa la detección de planetes alredor de nanes marrones n'órbites d'unos AU o más pequeños.^[2]^[3]Sicasí, con una rellación de masa ente'l compañeru y el primariu en ChaHα8 d'aproximao 0,3, esti sistema paezse más bien a una estrella binaria. Depués, en 2013, el primer compañeru de masa planetario (OGLE-2012-BLG-0358L b) nuna órbita relativamente pequeña foi descubiertu orbitando una nana marrón.^[4] En 2015, atopóse'l primer planeta de masa terrestre orbitando una nana marrón, OGLE-2013-BLG-0723LBb.^[5]

Atopóse que los discos alredor de les nanes marrones tienen munches de les mesmes carauterístiques que los discos alredor de les estrelles; Poro, espérase que va haber planetes formaos por acreción alredor de nanes marrones.^[6] Dada la pequeña masa de discos nanos marrones, la mayoría de los planetes van ser planetes terrestres en llugar de xigantes gaseosos. [60] Si un planeta xigante orbita una nana marrón al traviés de la nuesa llinia de visión, entós, porque tienen aproximao'l mesmu diámetru, esto daría una señal grande pa la detección pol tránsitu. La zona de acreción pa los planetes alredor d'una nana marrón ta mui cerca de la mesma nana marrón, polo que les fuercies de marea tendríen un efeutu fuerte.^[7]

Los planetes alredor de les nanes marrones son probablemente planetes de carbonu escosu d'agua.^[8]

Un estudiu de 2016, basáu n'observaciones con Spitzer envalora que 175 nanes marrones precisen ser monitoreadas pa garantizar (95%) siquier una detección d'un planeta.^[9]

Habitabilidad

La posible habitabilidad de planetes que orbitaran una nana marrón foi estudiada, y dichos estudios amuesen que les condiciones por qu'unu d'estos astros tenga un planeta habitable son desaxeradamente estrictes debíu tanto a que la zona habitable ye bien estrecha (y amás estrechándose y averándose a la nana marrón al dir esfreciéndose l'astru col tiempu), como a qu'en particular la escentricidá orbital de tales planetes debe de ser desaxeradamente baxa (del orde de 10^-6) pa evitar que se creen fuercies de marea qu'acaben per producir nellos un efeutu ivernaderu desafranáu que los vuelva inhabitables.^[10]

Enllaces esternos

Wikimedia Commons tien conteníu multimedia tocante a Nana marrón.
Imaxe del Telescopiu Espacial Hubble de Gliese 229B Archiváu 2016-03-04 en Wayback Machine
Artículu de divulgación en castellán.
Proyeutu Celestia Archiváu 2007-02-28 en Wayback Machine Actividá educativa: Vida y muerte de les estrelles

Referencies téuniques

↑ Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets. http://www.eso.org/public/news/eso1248/. Consultáu'l 3 d'avientu de 2012.
↑ «16–20 MJup Radial Velocity Companion Orbiting the Brown Dwarf Candidate Cha Hα 8». The Astrophysical Journal 666 (2): páxs. L113–L116. 2007. doi:10.1086/521825. Bibcode: 2007ApJ...666L.113J.
↑ «Improved radial velocity orbit of the young binary brown dwarf candidate Cha Hα 8». Astronomy and Astrophysics 521 (A24): páxs. A24. 2010. doi:10.1051/0004-6361/201014853. Bibcode: 2010A&A...521A..24J.
↑ «First Planet Discovered Orbiting a Brown Dwarf». MIT Technology Review (29 de xunetu de 2013). Archiváu dende l'orixinal, el 2015-10-16. Consultáu'l 29 de xunetu de 2013.
↑ A Venus-Mass Planet Orbiting a Brown Dwarf: Missing Link between Planets and Moons, A. Udalski, Y. K. Jung, C. Han, A. Gould, S. Kozlowski, J. Skowron, R. Poleski, I. Soszyński, P. Pietrukowicz, P. Mróz, M. K. Szymański, Ł. Wyrzykowski, K. Ulaczyk, G. Pietrzyński, Y. Shvartzvald, D. Maoz, S. Kaspi, B. S. Gaudi, K.-H. Hwang, J.-Y. Choi, I.-G. Shin, H. Park, V. Bozza, (Submitted on 9 Jul 2015 (v1), last revised 13 Jul 2015 (this version, v2))
↑ The onset of planet formation in brown dwarf disks, Dániel Apai, Ilaria Pascucci, Jeroen Bouwman, Antonella Natta, Thomas Henning, Cornelis P. Dullemond
↑ Error de cita: La etiqueta <ref> nun ye válida; nun se conseñó testu pa les referencies nomaes tidalplanets
↑ The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs, Ilaria Pascucci (LPL), Greg Herczeg (Kavli Institute), John Carr (NRL), Simon Bruderer (MPE), (Submitted on 5 Nov 2013)
↑ https://arxiv.org/pdf/1609.05053.pdf First limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs.
↑ «Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary». Astrobiology 13 (3): páxs. 279–291. 2011. doi:10.1089/ast.2012.0867. Bibcode: 2013AsBio..13..279B.

[1] Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets. http://www.eso.org/public/news/eso1248/. Consultáu'l 3 d'avientu de 2012.

[2] «16–20 MJup Radial Velocity Companion Orbiting the Brown Dwarf Candidate Cha Hα 8». The Astrophysical Journal 666 (2): páxs. L113–L116. 2007. doi:10.1086/521825. Bibcode: 2007ApJ...666L.113J.

[3] «Improved radial velocity orbit of the young binary brown dwarf candidate Cha Hα 8». Astronomy and Astrophysics 521 (A24): páxs. A24. 2010. doi:10.1051/0004-6361/201014853. Bibcode: 2010A&A...521A..24J.

[4] «First Planet Discovered Orbiting a Brown Dwarf». MIT Technology Review (29 de xunetu de 2013). Archiváu dende l'orixinal, el 2015-10-16. Consultáu'l 29 de xunetu de 2013.

[5] A Venus-Mass Planet Orbiting a Brown Dwarf: Missing Link between Planets and Moons, A. Udalski, Y. K. Jung, C. Han, A. Gould, S. Kozlowski, J. Skowron, R. Poleski, I. Soszyński, P. Pietrukowicz, P. Mróz, M. K. Szymański, Ł. Wyrzykowski, K. Ulaczyk, G. Pietrzyński, Y. Shvartzvald, D. Maoz, S. Kaspi, B. S. Gaudi, K.-H. Hwang, J.-Y. Choi, I.-G. Shin, H. Park, V. Bozza, (Submitted on 9 Jul 2015 (v1), last revised 13 Jul 2015 (this version, v2))

[6] The onset of planet formation in brown dwarf disks, Dániel Apai, Ilaria Pascucci, Jeroen Bouwman, Antonella Natta, Thomas Henning, Cornelis P. Dullemond

[tidalplanets-7] Error de cita: La etiqueta <ref> nun ye válida; nun se conseñó testu pa les referencies nomaes tidalplanets

[8] The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs, Ilaria Pascucci (LPL), Greg Herczeg (Kavli Institute), John Carr (NRL), Simon Bruderer (MPE), (Submitted on 5 Nov 2013)

[9] ttps://arxiv.org/pdf/1609.05053.pdf First limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs.

[10] «Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary». Astrobiology 13 (3): páxs. 279–291. 2011. doi:10.1089/ast.2012.0867. Bibcode: 2013AsBio..13..279B.

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