Enanas marrones
 | La estrella Gliese 229 y su compañera subestelar |
| En 1995, Nakajima y colaboradores descubrieron la primera enana marrón, asociada a la estrella fría Gl229. De hecho, Gl229B es el prototipo de un nuevo tipo espectral, la clase T, curo espectro infrarrojo está dominado por intensas bandas de absorpción correspondientes a metano. | |
Una enana marrón es una objeto cuasi-estelar, caracterizado por la ausencia de reacciones nucleares en su interior (al menos, de manera estable). Las estrellas, durante la mayor parte de su vida, radian energía que tiene su origen en la fusión de núcleos de átomos de hidrógeno (protones) y su conversión en núcleos de átomos de helio. Cuando evolución, otras reacciones nucleares, más complejas, pueden aparecer (ver). Sin embargo, debido a su reducida masa (menos de un 8% de la masa del Sol), las enanas marrones no alcanzan temperaturas y densidades lo suficientemente altas en sus interiores como para fusionar este elemento químico (aunque en determinadas circunstancias pueda haber una quema de litio) y transmutarlo en helio. Hemos de hacer notar que, sin embargo, si se produce, durante unos cuantos millones de años, la fusión de deuterio en tritio, que son dos isótopos del hidrogeno (el primero formado por un protón y un neutrón, y el segundo por un protón y dos neutrones).
La existencia de las enanas marrones fue predicha de manera teórica a comienzos de los años 60, pero no sería hasta 1995 cuando las primeras fueron descubiertas orbitando alrededor de estrellas de baja masa aisladas (GL229, Nakajima y colaboradores) y en cúmulos estelares (en las Pléyades, Rebolo y colaboradores).
Así, la apariencia de una enana marrón es similar a una estrella de baja masa (sus tamaños, en el caso de objetos relativamente viejos, son muy similares) y un planeta tipo Júpiter. Son, por tanto, el nexo natural entre ambos tipos de objetos.
 | Tamaños relativos y temperatura efectiva |
| Ilustración artística con una comparación de los tamaños del Sol y una estrella enana roja, junto a las dos priemras enanas marrones descubiertas (Gl229B y Teide 1) y Júpiter. Además, en la parte inferior del diagrama se puede apreciar la escala de temperaturas superficiales. | |
La Formación de las enanas marrones
Aunque existen varios mecanismos propuestos para la creación de las enanas marrones, dos son las líneas dominantes: la que propugna que aparecen por el mismo mecanismo que las estrellas (esto es, por colapso y fragmentación de una nube de material interestelar), y la que establece que la formación es de tipo planetaria (a partir de un disco circunestelar). En la actualidad, dado que la Función Inicial de Masa no presenta ninguna variación en el límite subestelar, a que las enanas marrones también presentan discos de acreccimiento durante las primeras etapas, incluso chorros de materia, de manera análoga a las estrellas de clase TTauri, todo parece indicar que la formación es de tipo estelar, por colapso y fragmentación.
Enanas marrones con planetas
| La enana marrón 2M1207334 y su compañera de masa planetaria |
| La imagen, tomada con el telescopio de 8 metros VLT, del European Souther Observatory, y el instrumento de óptica adaptativa NACO, muestra la enana marrón 2M1207334, con una edad de unos 8-20 millones de años, y una compañera que se mueve con la misma velocidad. Es, por tanto, una compañera real. Los modelos teóricos indican que su masa es de unas 5 veces la masa de Júpitr. La distancia proyectada es de unas 55 unidades astronómicas |  | |
En el año 2004, mediante el uso de potentes telescopios y la técnica de óptica adaptativa, Gael Chauvin y colaboradores tomaron la primera imagen directa de un objeto de masa planetaria asociado a otro objeto de mayor masa. En este caso se trata de una enana marrón, denominada 2M1207334. Las respectivas masas son 5 y 25 masas de Júpiter. La debil compañera tiene un tipo espectral L, frente al M8 de la principal, y ambas se mueven con la misma velocidad proyectada en el plano del cielo. Son por tanto, meimbros de la misma asociación.
2M1207 pertenece al grupo de movimiento común de TW Hyadrae, conocido como TWA. Basándonos en als propiedades de las diferentes componentes, Barrado y Navascués (2006) ha determinado la edad (8-20 millones de años). Además Mohanty et al. (2004) han determinado que la enana marrón debe tener un disco circunestelar, ya que muestra procesos característicos de la acrección.
 | La binaria visual LOri167 |
| Las cuatros imágens muestran esta binaria visual en cuatro longitudes de onda diferentes, desde el óptico más rojo (Ic) hasta el infrarrojo cercano a 2.2 micras (Ks). | |
Recientemente, nosotros (Barrado y Navascués et al. 2007), hemos establecido que la enana marrón LOri167, de tipo espectral L0 y perteneciente a la asociación estelar de Lambda Orionis (unos 5 millones de años), también tiene una compañera binaria visual, localizada a una distancia proyectada de 2000 unidades astronómicas. El análisis de la Distribución Espectral de Energía indica que ambas tienen temperaturas efectivas de 2200 y 1700 K, y unas masas en torno a 20 y 8 masas de Júpiter, si ambas pertenecen a la asociación.
 | Las Distribuciones Espectrales de Energía |
| Las Distrtribuciones Espectrales de Energía (SED, por sus siglas en inglés), de la enana marrón LOri167 y su campañera visual LOri167b. Las temperaturas efectivas derivadas son de 2200 y 1700 K, lo que indica que ambas pertenecería a la asociación de Lambda Orionis y tendrian, por tanto, masas de 20 y 8 veces la de Júpiter. | |
 | C) DByN | |
Esta obra está bajo una licencia de Creative Commons
