Enana marrón
Keywords: Enana marrón, 1963, 1975, 1995, 2003, Deuterio, Estrella, Fusión nuclear
thumb|300px|Escalas de tamaño entre las estrellas, las enanas marrones y los planetas gigantes. 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 fundir deuterio cuando son jóvenes, ya que es más abundante, pero el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente. Sin embargo, las enanas café siguen brillando debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continúan contrayéndose y enfriándose.
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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 que se descubrió fue Teide 1 en 1995, 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.
Identificación y test del litio
El litio es un elemento especialmente interesante en estos objetos ya que es destruido rápidamente en las estrellas convencionales en las reacciones de fusión de hidrógeno. Inicialmente en la vida de las estrellas todas son convectivas, sus interiores están bien mezclados y el litio es quemado junto con el hidrógeno en pocos millones de años. 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.
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.
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 jupiterianas.
Enlaces externos
- Imagen del Telescopio Espacial Hubble de Gliese 229B
- Enanas marrones en Astrocosmo Chile.
- Artículo divulgación castellano.
Referencias técnicas
- Discovery of a Brown Dwarf in the Pleiades Star Cluster, Rebolo et al. Nature, 1995, 377, 129.
- Discovery of Young, Isolated Planetary Mass Objects in the σ Orionis Star Cluster, Zapatero-Osorio et al. Science, 2000, 290, 103.