Enana marrón

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Imagen de Gliese 229, una enana marrón

Una enana marrón, también denominada enana café, es un objeto de masa sub-estelar comprendida entre 10 y 75 masas de Júpiter (0.01 y 0.08 masas solares), incapaz de mantener reacciones nucleares continuas de fusión de hidrógeno.

Estas estrellas pueden llegar a quemar el deuterio cuando son jóvenes, debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000K, pero el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente y no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar a un equilibrio.

Tabla de contenidos

1 Notas Históricas
2 Identificación y prueba de litio
3 Brillo y tipo espectral
4 Enanas marrones y planetas extrasolares
5 Enlaces externos
- 5.1 Referencias técnicas

[editar] Notas Históricas

En 1963 el astrofísico de origen hindú Shiv Kumar fue el primero en estudiar teóricamente la evolución y propiedades de estrellas de masa muy inferior a las que se conocían por aquel entonces. Sus cálculos corresponderían a lo que hoy denominamos enanas marrón. Kumar denominó a estos objetos enanas negras. El nombre Brown Dwarf fue propuesto en 1975 por la astrofísica Jill Tarter, famosa por ser la portavoz del proyecto SETI. Existe discrepancia acerca del uso de los nombres Enana marrón o enana café a nivel mundial, aunque en español se ha impuesto Enana marrón mayoritariamente. La primera enana marrón verificada fue Teide 1 en 1995, en el telescopio IAC-80 del Observatorio del Teide (Tenerife) por un grupo español de astrofísicos pertenecientes al IAC. La enana marrón mejor caracterizada es Gliese 229B la compañera de menor masa de la estrella Gliese 229.

[editar] Identificación y prueba de litio

El litio es un elemento especialmente interesante para diferenciar estos objetos de las estrellas de baja masa ya que es destruido rápidamente en las reacciones de fusión del hidrógeno (en concreto en las cadenas PPII) debido a que reacciona con el hidrógeno a tan solo 1.000.000 K. Las estrellas poco masivas (< 0,1M_S) son enteramente convectivas por lo que sus interiores están bien mezclados y el litio se quema junto con el hidrógeno en pocos millones de años. En cambio, las estrellas de masas similares o mayores que la del Sol sí que mantienen litio en sus atmósferas ya que la convección no logra penetrar hasta el núcleo. En una enana marrón, debido a su baja masa, el hidrógeno no llega a alcanzar las temperaturas y presiones necesarias para desencadenar su fusión y el litio no es destruido, permaneciendo en la enana marrón durante toda su existencia. Este litio puede ser detectado a través de sus espectros de emisión característicos, constituyendo esta prueba el modo clásico de identificación de enanas marrones. La prueba fue usada por primera vez por el grupo del IAC capitaneado por Rafael Rebolo. La prueba no es perfecta ya que puede haber estrellas muy poco masivas en las que la quema del litio aun no haya concluido debido a su lentitud en las reacciones. También se barajó la posibilidad de medir la ausencia de deuterio para comprobar si se trata de una enana marrón o no pero este dato se reveló más difícil de medir ya que las líneas espectrales del hidrógeno y el deuterio son muy parecidas.

[editar] Brillo y tipo espectral

La emisión de poca energía por parte de estos astros lleva a que sea muy difícil observarlos de una manera directa desde grandes distancias. A pesar de esto, varios centenares de enanas marrones han sido identificadas, con temperaturas superficiales que varían entre 800 y 2000 Celsius. La temperatura superficial es una función creciente con la masa y decreciente con la edad del objeto.

[editar] Enanas marrones y planetas extrasolares

Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. En particular, se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional de una nube molecular. En 2003 se detectó en la constelación de Orión un grupo de objetos de tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masas jovianas.