Enanas Marrón.

Enanas Marrón.
Gerardo Andrés Pech Castillo.
Centro de Radioastronomı́a y Astrofı́sica.
29 Septiembre 2010.
1.
Introducción.
Una enana marrón (en adelante EM), tambien conocida como enana café, es un objeto subestelar cuya masa no es suficiente para sostener reacciones continuas de fusión de
hidrógeno en su núcleo. Hay que aclarar que
esta definición es puramente semántica y utilizada para distinguir estos objetos de los planetas gigantes, y por lo mismo es insatisfactoria y aún sujeta a debate. Históricamente,
fue el astrofı́sico Shiv Kumar el primero en estudiar las estrellas de muy baja masa, hacia
1963, siendo estas estrellas las que corresponden hoy a las EM. El nombre Enana Marrón
fue acuñado por la astrofı́sica Jill Tarter en
1975. La primera EM claramente identificada fue Gliese 229B (ver fig 1), descubierta en
1995 con el telescopio IAC-80 del observatorio de Teide (Tenerife).
Figura 1: Imágen en colores falsos de Gliese
229B, la primera enana marrón detectada sin
ambiguedad. Está localizada a aproximadamente 18 light-yr del Sol en la constelación
de Lepus.
Las EM tienen masas entre M ∼ 10−80MJ
(MJ ∼
= 0.001M ). Aunque el rango de masa
es normalmente usada para distinguirlas de
los planetas gigantes, un criterio más adecuado de distinción serı́a la distinta historia de
formación de ambos objetos. Los objetos for1
mados ya sea en sistemas o como objetos aislados a partir del colapso de una nube molecular son ya sea estrellas o EM. La distinción
principal entre estrellas “normales” y EM es
la masa mı́nima de quemado de hidrógeno
(M ∼ 0.07M para abundancias solares),
masa por debajo de la cuál el objeto no puede alcanzar el equilibrio térmico y se sigue
contrayendo lentamente con el tiempo. Dado
esto, se tienen EM con quemado de deuterio
y sin quemado de deuterio, dependiendo de si
la masa excede o no la masa mı́nima de quemado de deuterio (0.012M ≤ M ≤ 0.1M ).
2.
2.1.
es que las simulaciones muestran que normalmente los núcleos siguen acretando masa hasta llegar a masas estelares de quemado de H.
Una manera de solventar esto es añadir turbulencia a los modelos; o sugerir que existe
algún proceso fı́sico adicional que interrumpe
prematuramente la acreción durante la etapa
protoestelar, como eyección dinámica o fotoevaporación por radiación ionizante de estrellas masivas vecinas.
2.2.
Interiores
Las condiciones centrales de objetos con
masa por debajo del quemado de H son de
Tc ∼ 104 − 107 K, ρc ∼ 10 − 103 g cm−3
y Pc ∼ 105 Mbar. Bajo estas condiciones la
energı́a electrostática promedio de los iones
es varias veces la energı́a cinética promedio,
lo que caracteriza un plasma fuertemente acoplado. La temperatura es del orden de la temperatura de Fermi para electrones, de manera
qeu el gas esta solamente parcialmente degenerado. La temperatura de la envolvente es
del orden de kT < 1Ryd, de manera que en
esta región ocurren recombinaciones atómicas
y electrónicas. Finalmente, la energı́a de ligado de los electrones es del orden de la energı́a
de Fermi, de manera que en el interior tienen
lugar disociación y ionización por presión.
Breve descripción de la
fı́sica de las estrellas
enanas marrón.
Formación
La teorı́a supone que las EM representan la
parte de baja masa de la formación estelar.
El escenario moderno de la formación estelar
sugiere que los núcleos son formados por movimientos de compresión en el campo de velocidad turbulenta de la nube. De hecho, las
nubes a gran escala (≥ 0.1 pc) estan dominadas por turbulencia (supersónica). A escalas
estelares, la gravedad domina y la fragmentación se vuelve gravitacional mas que turbulenta, dando lugar a la formación de núcleos
mas densos, cuya energı́a gravitacional excede la energı́a interna local, que colapsan hacia estrellas. Las EM acretan material por no
más de ∼ 105 − 106 yrs y pueden ser tratadas
como esferas. Un problema con este escenario
2.3.
Atmósferas
Las EM se caracterizan por Tef f . 5000 K
y que pueden ir hasta unos pocos 100 de K,
con gravedad superficial de log (g) ≈ 3.5-5.5.
A temperaturas tan bajas es posible la presencia de moléculas estables (H2 , H2 O, TiO,
2
VO, CH4 , NH3 ,. . . ) cuyas bandas constituyen
la principal fuente de absorción a lo largo del
dominio de frecuencias caracterı́stico. Dichas
condiciones causan fuertes efectos no grises
y una desviación significativa de la SED de
emisión de cuerpo negro. Otra caracterı́stica inherente de las atmósferas es debido a la
prescencia de convección en las capas ópticamente delgadas. Esta particularidad se debe a recombinación del Hidrógeno molecular
(H + H → H2 ) que hace bajar el gradiente
adiabático y favorece el establecimiento de la
inestabilidad térmica.
La situación es un poco más complicada
para Tef f < 2500 K, de las EM más frı́as hasta los planetas jovianos. A Tef f < 2500 K hay
evidencia de condensación de metales y silicatos. A 2000 K, la mayorı́a del carbono esta
encerrado en monóxido de carbono, mientras
que el oxı́geno se va hacia TiO , VO y vapor
de agua. Esta ausencia de lı́neas metálicas en
el espectro define las denominadas “enanas
L”. Por debajo de 1800 K, la forma principal
del carbono no es CO sino CH4 . Las lı́neas de
metano comienzan a aparecer en el infrarrojo, mientras que se forman nubes de dióxido
de titanio y silicatos a costa de TiO, modificando profundamente la opacidad térmica de
la atmósfera. La presencia de abosorción de
metano define las denominadas “enanas-T”,
a pesar de que las tipo L más tardı́as presentan lı́neas débiles de metano. Para atmósferas
tipo joviano, la forma principal de nitrógeno
es NH3 y por debajo de Tef f ∼ 600 K (y
dependiendo de la gravedad) el agua puede
condensar a nubes por debajo, o a nivel de la
fotósfera. Un ejemplo de espectro para una
EM puede verse en la figura 2.
Los condensados o granos afectan la
atmósfera en distintas maneras, la formación
de granos depleta la atmósfera de la correspondiente fase gaseosa abosorbedora en ciertas regiones de la atmósfera y modifica la
ecuación de estado y el perfil de temperatura
de la atmósfera, las opacidades y los espectros observados. Como mı́nimo produce un
incremento en la temperatura en las capas
superiores de la atmósfera donde se forman
las lı́neas. Este efecto de “backwarming” hace que las bandas moleculares se formen en
regiones más calientes y que en consecuencia sen más débiles. Esto produce un enrojecimiento de los colores en enanas L y M
tardı́as. Por el contrario, las intensas bandas
de absorción de metano en el infrarrojo inducen una redistribución del flujo a longitudes
de onda más cortas, lo que produce colores
más azules.
Figura 2: Espectro de la enana marrón J0034
tomado con el Gemini Near Infrared Spectrograph del observatorio Gemini Sur.
3
3.
Detectando
Marrón.
Enanas
ras, las cuales nunca son los suficientemente
calientes para depletar el Li, pero son distinguibles de las EM por su tamaño. Por otro
lado, las EM de mayor masa pueden ser lo
suficientemente calientes para depletar su Li
cuando son muy jovenes. EM con M > 65MJ
pueden quemar su Li al alcanzar edades de
∼ 0.5 × 109 yrs.
Otro distintivo entre EM y estrellas de baja masa es el metano, como anteriormente se
mencionó, las EM mas viejas son lo suficientemente frı́as para que sus atmósferas puedan
acumular cantidades observables de metano
por perı́dos largos de tiempo.
Tambien se puede hacer uso de la luminosidad, dado que las estrellas en secuencia
principal se enfrı́an, pero eventualmente alcanzan una luminosidad mı́nima que pueden
mantener por fusión estacionaria. Esto varı́a
de estrella a estrella pero generalmente es al
menos 0.01 L . Las EM se enfrı́an y oscurecen paulatinamente a lo largo de su vida,
de manera que EM lo suficientemente viejas
serán demasiado débiles para ser detectables.
Para distinguir EM de planetas gaseosos gigantes la principal caracterı́stica es la densidad. Todas las EM, sin importar su masa, tienen aproximadamente el mismo tamaño (un
poco mayor al de Jupiter). Pero dado que son
mucho más masivas que Jupiter sus densidades serán considerablemente mayores. Algunas EM también difieren de los planetas en
el hecho de que emiten rayos X. Estos estallidos de rayos X, detectados desde 1999, sugieren campos magnéticos cambiantes similares
a los de las estrellas de baja masa. Al no tener una fuente continua de energı́a nuclear, el
interior de una EM esta en un estado convec-
Las enanas marrón son demasiado frı́as, de
manera que no tienen emisión significativa en
el visible sino en el infrarrojo, debido a la
lenta contracción gravitacional a la que estan
sujetas y a quemado de deuterio en pequeña
escala. Esto hace posible su detección mediante telescopios infrarrojos desde la Tierra
o en órbita. Al igual que para exoplanetas, se
pueden hallar EM que se encuentren orbitando otra estrella, esto mediante el bamboleo
(“wobbling”) que inducen en su compañera.
Aquellos telescopios equipados con coronagrafos pueden ser capaces de tomar imágenes
en el visible de las candidatas a EM, como es
el caso de Gliese 229B.
Para distinguir EM de las estrellas de baja masa comunmente se utliliza la presencia
de litio. Las estrellas que alcanzan las temperaturas necesarias para fusión de H (T ∼
106 K), rapidamente depletan su litio. Esto
ocurre mediante la colisión de un núcleo de
7
Li y un protón para producir dos nucleos
de 4 He. La temperatura de esta reacción esta
justo por debajo de la temperatura necesario
para fusión de hidrógeno. La convección en
estrellas de baja masa asegura que el litio se
encuentre depletado de todo el volumen de
la estrella. Entonces la presencia de la lı́nea
de litio en una candidata a EM es un fuerte indicador de que es de hecho subestelar.
Sin embargo, el Li tambien se observa en estrellas muy jovenes, que no hay tenido tiempo de quemarlo por completo. Estrellas como
nuestro Sol pueden retener Li en sus atmósfe4
de M ∼ 0.05 − 1 M .
Existen también EM aisladas, siendo
KELU-1 (descubierta en 1997) la más cercana
al Sol, a sólo 35 yr-light. Dichas estrellas solitarias probablemente sean “embriones estelares” que fueron expulsadas de la nube progenitora por interacciones con estrellas hermanas más masivas en sistemas estelares múltiples.
Por otro lado, observaciones de EM en la
nebulosa de Orión muestran un exceso en el
infrarrojo cercano, lo que sugiere la presencia de discos alrededor de estos objetos. Esto
respalda la suposición de que las EM proceden de formación estelar “normal” y tambien
sugieren la posibilidad de que las EM desarrollen sistemas planetarios.
tivo. Esto combinado con la rápida rotación
que exhiben la mayorı́a de las EM, proporciona las condiciones para el desarrollo de un
fuerte y enrollado campo magnético cerca de
la superficie.
3.1.
¿Donde
encontramos
enanas marrón?
Algunas EM son parte de sistemas binarios. Otras han sido encontradas flotando de
manera aislada, ı́ncluido cierto número en
las Pléyades, en el clúster Sigma Orionis y
en el Trapecio. Por ejemplo PPI 15, en las
Pléyades, es un sistema binario en el que ambas componentes son EM. S Ori 47, en el
clúster Sigma Orionis, tiene el récord de la
EM de menor masa detectada hasta ahora,
con M ∼ 0.015 M .
Una proporción significativamente alta de
EM son compañeras de estrellas de baja masa (enanas rojas u otras EM) con separaciones del orden de 4 UA. Estas observaciones
contradicen la teorı́a de que el principal mecanismo de formación de EM serı́a el que estas son estrellas fallidas, expulsadas de sus
incubadoras durante el proceso de formación
estelar. Pocas han sido halladas como compañeras de estrellas de tipo solar, dentro de
5 UA de la estrella. Esta deficiencia es denominada “desierto de EM”. No existe este desierto asociado a estrellas de baja masa. Las
observaciones a la fecha soportan la idea de
que las binarias de baja masa se forman de
manera similar a las estrellas binarias masivas, y que debe haber una proporción similar
de sistemas binarios para objetos en el rango
Referencias
[1] Burrows, A., & Liebert, J. 1993, Reviews
of Modern Physics, 65, 301
[2] Chabrier, G., Baraffe, I., Allard, F.,
& Hauschildt, P. H. 2005, arXiv:astroph/0509798
[3] Luhman, K. L., Joergens, V., Lada, C.,
Muzerolle, J., Pascucci, I., & White, R.
2007, Protostars and Planets V, 443
[4] Rebolo, R., & Zapatero-Osorio, M. R.
2001, in Very Low-Mass Stars and
Brown Dwarfs, Cambridge University
Press.
[5] “Brown dwarf - Wikipedia, the free
encyclopedia.” Wikipedia, the free
5
encyclopedia. Web. 29 Sept. 2010.
<http://en.wikipedia.org/wiki/Brown dwarf>.
[6] “Brown dwarf.” The Worlds of David Darling. Web. 29 Sept. 2010.
<http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/browndwarf.html>.
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