Anã marrom
As anãs marrons são objetos subestelares que não são massivos o suficiente para sustentar a fusão nuclear de hidrogênio comum (1H) em hélio em seus núcleos, ao contrário de uma estrela da sequência principal. Em vez disso, eles têm uma massa entre os planetas gigantes gasosos mais massivos e as estrelas menos massivas, aproximadamente 13 a 80 vezes a de Júpiter (MJ). No entanto, eles podem fundir o deutério (2H) e os mais massivos podem fundir o lítio (7Li).
Teorização inicial
Os objetos agora chamados de "anãs marrons" foram teorizados por Shiv S. Kumar na década de 1960 e foram originalmente chamados de anãs negras, uma classificação para objetos subestelares escuros flutuando livremente no espaço que não eram massivos o suficiente para sustentar a fusão do hidrogênio. No entanto, (a) o termo anã negra já era usado para se referir a uma anã branca fria; (b) anãs vermelhas fundem hidrogênio; e (c) esses objetos podem ser luminosos em comprimentos de onda visíveis no início de suas vidas. Por causa disso, foram propostos nomes alternativos para esses objetos, incluindo planetário e subestrela. Em 1975, Jill Tarter sugeriu o termo "anã marrom", usando "marrom" como uma cor aproximada.
Fusão de deutério
A descoberta de deutério queimando até 0.013 M☉ (13.6 MJ) e o impacto da formação de poeira nas atmosferas externas frias de anãs marrons no final da década de 1980 questionou essas teorias. No entanto, esses objetos eram difíceis de encontrar porque quase não emitem luz visível. Suas emissões mais fortes estão no espectro infravermelho (IR), e os detectores de infravermelho terrestres eram muito imprecisos na época para identificar prontamente quaisquer anãs marrons. Desde então, inúmeras pesquisas por vários métodos têm procurado esses objetos. Esses métodos incluíram pesquisas de imagens multicoloridas em torno de estrelas de campo, pesquisas de imagens para companheiras fracas de anãs da sequência principal e anãs brancas, pesquisas de aglomerados de estrelas jovens e monitoramento de velocidade radial para companheiras próximas.
GD 165B e classe L
Por muitos anos, os esforços para descobrir as anãs marrons foram infrutíferos. Em 1988, no entanto, uma fraca companheira da estrela anã branca GD 165 foi encontrada em uma busca infravermelha de anãs brancas. O espectro da companheira GD 165B era muito vermelho e enigmático, não mostrando nenhuma das características esperadas de uma anã vermelha de baixa massa. Tornou-se claro que GD 165B precisaria ser classificado como um objeto muito mais frio do que os últimos anãs M então conhecidos. GD 165B permaneceu único por quase uma década até o advento do Two Micron All-Sky Survey (2MASS) em 1997, que descobriu muitos objetos com cores e características espectrais semelhantes.
Gliese 229 Ab e classe T
A anã marrom "T" de primeira classe foi descoberta em 1994 pelos astrônomos da Caltech Shrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews e Rebecca Oppenheimer, e pelos cientistas da Universidade Johns Hopkins Samuel Durrance e David Golimowski. Foi confirmado em 1995 como companheiro subestelar de Gliese 229. Gliese 229 Ab é uma das duas primeiras instâncias de evidência clara de uma anã marrom, junto com Teide 1. Confirmados em 1995, ambos foram identificados pela presença da linha de lítio de 670.8 nm. Verificou-se que este último tinha temperatura e luminosidade bem abaixo da faixa estelar. Seu espectro infravermelho próximo exibiu claramente uma banda de absorção de metano de 2 micrômetros, uma característica que anteriormente só havia sido observada nas atmosferas de planetas gigantes e no satélite de Saturno, Titã. A absorção de metano não é esperada em qualquer temperatura de uma estrela da sequência principal. Essa descoberta ajudou a estabelecer outra classe espectral ainda mais fria que as anãs L, conhecidas como "anãs T", da qual Gliese 229 Ab é o protótipo.
Teide 1 e classe M
A primeira anã marrom classe "M" confirmada foi descoberta pelos astrofísicos espanhóis Rafael Rebolo López (chefe da equipe), María Rosa Zapatero-Osorio e Eduardo L. Martín em 1994. Este objeto, encontrado no aglomerado aberto das Plêiades, recebeu o nome de Teide 1. O artigo da descoberta foi submetido à Nature em maio de 1995 e publicado em 14 de setembro de 1995. A Nature destacou "Anãs marrons descobertas, oficialmente" na primeira página dessa edição. O Teide 1 foi descoberto em imagens coletadas pela equipe do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) em 6 de janeiro de 1994 usando o telescópio de 80 cm (IAC 80) no Observatório do Teide e seu espectro foi registrado pela primeira vez em dezembro de 1994 usando o Telescópio William Herschel de 4.2 m no Observatório do Roque de los Muchachos (La Palma, Ilhas Canárias). A distância, a composição química e a idade do Teide 1 podem ser estabelecidas por causa de sua participação no jovem aglomerado estelar das Plêiades. Usando os modelos de evolução estelar e subestelar mais avançados naquele momento, a equipe estimou para Teide 1 uma massa de 55 ± 15 MJ, que está abaixo do limite de massa estelar. O objeto se tornou uma referência em trabalhos subsequentes relacionados a jovens anãs marrons.
O mecanismo padrão para o nascimento de estrelas é através do colapso gravitacional de uma nuvem interestelar fria de gás e poeira. À medida que a nuvem se contrai, ela aquece devido ao mecanismo de Kelvin-Helmholtz. No início do processo, o gás em contração irradia rapidamente grande parte da energia, permitindo que o colapso continue. Eventualmente, a região central torna-se suficientemente densa para aprisionar a radiação. Consequentemente, a temperatura central e a densidade da nuvem colapsada aumentam drasticamente com o tempo, diminuindo a contração, até que as condições sejam quentes e densas o suficiente para que ocorram reações termonucleares no núcleo da protoestrela. Para a maioria das estrelas, a pressão do gás e da radiação gerada pelas reações de fusão termonuclear dentro do núcleo da estrela irá apoiá-la contra qualquer contração gravitacional adicional. O equilíbrio hidrostático é alcançado e a estrela passará a maior parte de sua vida fundindo hidrogênio em hélio como uma estrela da sequência principal.
Anãs marrons de alta massa versus estrelas de baixa massa
O lítio está geralmente presente em anãs marrons e não em estrelas de baixa massa. As estrelas, que atingem a alta temperatura necessária para fundir o hidrogênio, esgotam rapidamente seu lítio. As estrelas, que atingem a alta temperatura necessária para fundir o hidrogênio, esgotam rapidamente seu lítio. A fusão de lítio-7 e um próton ocorre produzindo dois núcleos de hélio-4. A temperatura necessária para esta reação está logo abaixo da necessária para a fusão do hidrogênio. A convecção em estrelas de baixa massa garante que o lítio em todo o volume da estrela seja eventualmente esgotado. Portanto, a presença da linha espectral do lítio em uma candidata a anã marrom é um forte indicador de que é de fato um objeto subestelar.
Anãs marrons de baixa massa versus planetas de grande massa
Como as estrelas, as anãs marrons se formam independentemente, mas, ao contrário das estrelas, não têm massa suficiente para "entrar em ignição". Como todas as estrelas, elas podem ocorrer isoladamente ou próximas a outras estrelas. Algumas estrelas orbitam e podem, como os planetas, ter órbitas excêntricas. As anãs marrons têm aproximadamente o mesmo raio de Júpiter. No limite superior de sua faixa de massa (60-90 MJ), o volume de uma anã marrom é governado principalmente pela pressão de degeneração de elétrons, como nas anãs brancas; na extremidade inferior da faixa (10 MJ), seu volume é governado principalmente pela pressão de Coulomb, como nos planetas. O resultado líquido é que os raios das anãs marrons variam em apenas 10 a 15% na faixa de massas possíveis. Além disso, a relação massa-raio não mostra nenhuma mudança de cerca de uma massa de Saturno até o início da queima de hidrogênio (0.080±0.008 M☉), sugerindo que, dessa perspectiva, as anãs marrons são simplesmente planetas jovianos de alta massa. Isso pode dificultar a distinção entre eles e os planetas.
Papel de outras propriedades físicas na estimativa de massa
Embora as características espectroscópicas possam ajudar a distinguir entre estrelas de baixa massa e anãs marrons, muitas vezes é necessário estimar a massa para chegar a uma conclusão. A teoria por trás da estimativa de massa é que as anãs marrons com uma massa semelhante se formam de maneira semelhante e são quentes quando se formam. Algumas têm tipos espectrais semelhantes a estrelas de baixa massa, como 2M1101AB. À medida que esfriam, as anãs marrons devem manter uma gama de luminosidades dependendo da massa. Sem a idade e luminosidade uma estimativa de massa é difícil; por exemplo, uma anã marrom de classe L pode ser uma velha anã marrom com uma alta massa (possivelmente uma estrela de baixa massa) ou uma jovem anã marrom com uma massa muito baixa. Para as anãs Y, isso é um problema menor, pois elas permanecem objetos de baixa massa perto do limite das subanãs marrons, mesmo para estimativas de idade relativamente alta. Para as anãs L e T ainda é útil ter uma estimativa de idade precisa. A luminosidade é aqui a propriedade menos preocupante, pois pode ser estimada a partir da distribuição de energia espectral. A estimativa da idade pode ser feita de duas maneiras. Ou a anã marrom é jovem e ainda possui características espectrais associadas à juventude ou a anã marrom se move com uma estrela ou grupo estelar (aglomerado ou associação estelar), que facilitam a obtenção de estimativas de idade. Uma anã marrom muito jovem que foi mais estudada com este método é 2M1207 e a companheira 2M1207b. Com base na localização, movimento próprio e assinatura espectral, este objeto foi determinado como pertencente à associação TW Hydrae de ~8 milhões de anos e a massa do secundário foi determinada como estando abaixo do limite de queima de deutério com 8 ± 2 MJ. Um exemplo muito antigo de uma estimativa de idade que faz uso do co-movimento é a anã marrom + anã branca binária COCONUTS-1, com a anã branca tendo uma idade total de 7,3+2,8−1,6 bilhões de anos. Neste caso, a massa não foi estimada com a idade derivada, mas o co-movimento forneceu uma estimativa precisa da distância, usando a paralaxe da sonda Gaia. Usando essa medida, os autores estimaram o raio, que foi usado para estimar a massa da anã marrom como 15,4+0,9−0,8 MJ.
As estimativas das populações de anãs marrons na vizinhança solar sugerem que pode haver até 6 estrelas para cada anã marrom. Uma estimativa mais recente de 2017 usando o jovem aglomerado estelar RCW 38 concluiu que a Via Láctea contém entre 25 e 100 bilhões de anãs marrons. (Compare esses números com as estimativas do número de estrelas na Via Láctea; 100 a 400 bilhões.) Em um estudo publicado em agosto de 2017, o Telescópio Espacial Spitzer da NASA monitorou variações de brilho infravermelho em anãs marrons causadas por nuvens de espessura variável. As observações revelaram ondas de grande escala se propagando nas atmosferas de anãs marrons (semelhante à atmosfera de Netuno e outros planetas gigantes do Sistema Solar). Essas ondas atmosféricas modulam a espessura das nuvens e se propagam com diferentes velocidades (provavelmente devido à rotação diferencial). Em agosto de 2020, os astrônomos descobriram 95 anãs marrons perto do Sol por meio do projeto Backyard Worlds: Planet 9.
Classificação das anãs marrons
Estas são anãs marrons com uma classe espectral de M5.5 ou superior; elas também são chamadas de anãs M tardias. Estas podem ser consideradas anãs vermelhas aos olhos de alguns cientistas. Muitas anãs marrons com classe espectral M são objetos jovens, como Teide 1. A característica definidora da classe espectral M, o tipo mais frio na sequência estelar clássica de longa data, é um espectro óptico dominado por bandas de absorção de moléculas de óxido de titânio(II) (TiO) e óxido de vanádio(II) (VO). No entanto, GD 165B, a companheira fria da anã branca GD 165, não tinha nenhuma das características típicas de TiO das anãs M. A identificação subsequente de muitos objetos como GD 165B acabou levando à definição de uma nova classe espectral, as anãs L, definidas na região óptica vermelha do espectro não por bandas de absorção de óxido de metal (TiO, VO), mas por hidreto de metal bandas de emissão (FeH, CrH, MgH, CaH) e linhas atômicas proeminentes de metais alcalinos (Na, K, Rb, Cs). Em 2013, mais de 900 anãs L foram identificadas, a maioria por levantamentos de campo amplo: o Two Micron All Sky Survey (2MASS), Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) e o Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Esta classe espectral contém não apenas as anãs marrons, porque as estrelas mais frias da sequência principal acima das anãs marrons (> 80 MJ) têm a classe espectral L2 a L6.
Propriedades espectrais e atmosféricas de anãs marrons
A maioria do fluxo emitido pelas anãs L e T está na faixa do infravermelho-próximo de 1 a 2.5 micrômetros. Temperaturas baixas e decrescentes através da sequência anã tardia M, L e T resultam em um rico espectro de infravermelho-próximo contendo uma ampla variedade de características, desde linhas relativamente estreitas de espécies atômicas neutras até amplas bandas moleculares, todas as quais têm diferentes dependências de temperatura, gravidade e metalicidade. Além disso, essas condições de baixa temperatura favorecem a condensação fora do estado gasoso e a formação de grãos. Atmosferas típicas de anãs marrons conhecidas variam em temperatura de 2.200 a 750 K. Em comparação com as estrelas, que se aquecem com fusão interna constante, as anãs marrons esfriam rapidamente com o tempo; anãs mais massivas esfriam mais lentamente do que as menos massivas. Há alguma evidência de que o resfriamento das anãs marrons diminui na transição entre as classes espectrais L e T (cerca de 1.000 K).
Técnicas de observação
Coronógrafos foram usados recentemente para detectar objetos fracos orbitando estrelas visíveis brilhantes, incluindo Gliese 229 Ab. Telescópios sensíveis equipados com dispositivos de carga acoplada (CCDs) têm sido usados para pesquisar aglomerados de estrelas distantes em busca de objetos fracos, incluindo o Teide 1. Pesquisas de campo profundo identificaram objetos fracos individuais, como Kelu-1 (30 anos-luz de distância). As anãs marrons são frequentemente descobertas em pesquisas para descobrir exoplanetas. Os métodos de detecção de exoplanetas também funcionam para anãs marrons, embora as anãs marrons sejam muito mais fáceis de detectar.
Anã marrom como fonte de raios-X
Erupções de raios-X detectadas em anãs marrons desde 1999 sugerem mudanças nos campos magnéticos dentro delas, semelhantes aos das estrelas de massa muito baixa. Sem uma forte fonte central de energia nuclear, o interior de uma anã marrom está em ebulição rápida ou estado convectivo. Quando combinada com a rápida rotação que a maioria das anãs marrons exibe, a convecção cria condições para o desenvolvimento de um forte campo magnético emaranhado perto da superfície. A erupção observada por Chandra de LP 944-20 pode ter sua origem no turbulento material magnetizado quente abaixo da superfície da anã marrom. Uma erupção subsuperficial poderia conduzir calor para a atmosfera, permitindo que correntes elétricas fluíssem e produzissem uma erupção de raios-X, como um raio. A ausência de raios-X do LP 944-20 durante o período sem queima também é um resultado significativo. Ele define o limite observacional mais baixo para a potência estável de raios-X produzida por uma anã marrom e mostra que as coroas deixam de existir quando a temperatura da superfície de uma anã marrom esfria abaixo de cerca de 2.800 K e se torna eletricamente neutra.
Anãs marrons como fontes de rádio
A primeira anã marrom descoberta a emitir sinais de rádio foi a LP 944-20, que foi observada com base em sua emissão de raios-X. Aproximadamente 5 a 10% das anãs marrons parecem ter campos magnéticos fortes e emitem ondas de rádio, e pode haver até 40 anãs marrons magnéticas dentro de 81.5 anos-luz do Sol com base na modelagem de Monte Carlo e sua densidade espacial média. O poder das emissões de rádio das anãs marrons é aproximadamente constante, apesar das variações em suas temperaturas. As anãs marrons podem manter campos magnéticos de até 6 kG de força. Os astrônomos estimaram que as magnetosferas das anãs marrons abrangem uma altitude de aproximadamente 107 m, dadas as propriedades de suas emissões de rádio. Não se sabe se as emissões de rádio das anãs marrons se assemelham mais às de planetas ou estrelas. Algumas anãs marrons emitem pulsos de rádio regulares, que às vezes são interpretados como emissões de rádio transmitidas dos polos, mas também podem ser transmitidas de regiões ativas. A reversão regular e periódica da orientação das ondas de rádio pode indicar que os campos magnéticos das anãs marrons invertem periodicamente a polaridade. Essas reversões podem ser o resultado de um ciclo de atividade magnética da anã marrom, semelhante ao ciclo solar.
Anãs marrons binárias de anãs marrons
As anãs marrons binárias de classe M, L e T são menos comuns com uma massa menor do primário. As anãs L têm uma fração binária de cerca de 24+6−2% e a fração binária para as anãs tardias e Y iniciais (T5-Y0) é de cerca de 8±6%. Os binários de anãs marrons têm uma proporção maior de companheiro para hospedeiro q = M B / M A {\displaystyle q=M_{B}/M_{A}} para binários de menor massa. Binários com uma estrela de classe M como primária têm, por exemplo, uma ampla distribuição de q {\displaystyle q} com uma preferência de q≥0.4. As anãs marrons, por outro lado, mostram uma forte preferência por q≥0.7. A separação está diminuindo com a massa: estrelas de classe M têm um pico de separação em 3-30 unidades astronômicas (UA), anãs marrons de classe M-L têm um pico de separação projetado em 5 a 8 UA e objetos T5-Y0 têm uma separação projetada que segue uma distribuição log-normal com uma separação de pico de cerca de 2.9 UA.
Binários incomuns de anãs marrons
O amplo sistema binário 2M1101AB foi o primeiro binário com uma separação maior que 20 unidades astronômicas (UA). A descoberta do sistema deu informações definitivas sobre a formação de anãs marrons. Anteriormente, pensava-se que amplas anãs marrons binárias não eram formadas ou, pelo menos, eram interrompidas nas idades de 1 a 10 milhões de anos. A existência deste sistema também é inconsistente com a hipótese de ejeção. A hipótese da ejeção foi uma hipótese proposta na qual as anãs marrons se formam em um sistema múltiplo, mas são ejetadas antes de ganhar massa suficiente para queimar hidrogênio. Mais recentemente, o amplo binário W2150AB foi descoberto. Tem uma proporção de massa e energia de ligação semelhantes a 2M1101AB, mas uma idade maior e está localizado em uma região diferente da galáxia. Enquanto 2M1101AB está em uma região muito populosa, o binário W2150AB está em um campo esparsamente separado. Deve ter sobrevivido a qualquer interação dinâmica em seu aglomerado estelar natal. O binário também pertence a alguns binários L+T que podem ser facilmente resolvidos por observatórios terrestres. Os outros dois são SDSS J1416+13AB e Luhman 16.
Anãs marrons em torno de estrelas
Anãs marrons e planetas massivos em uma órbita próxima (menos de 5 UA) em torno de estrelas são raros e isso às vezes é descrito como o deserto de anãs marrons. Menos de 1% das estrelas com a massa do Sol têm uma anã marrom dentro de 3 a 5 UA. Um exemplo de uma estrela anã marrom binária é a primeira anã T Gliese 229 B descoberta, que orbita em torno da estrela da sequência principal Gliese 229 A, uma anã vermelha. Anãs marrons orbitando subgigantes também são conhecidas, como TOI-1994b, que orbita sua estrela a cada 4.03 dias. Também há desacordo se algumas anãs marrons de baixa massa devem ser consideradas planetas. O NASA Exoplanet Archive inclui anãs marrons com uma massa mínima menor ou igual a 30 massas de Júpiter como planetas, desde que outros critérios sejam cumpridos (por exemplo, orbitando uma estrela). O Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) da União Astronômica Internacional, por outro lado, considera apenas planetas com massa inferior a 13 massas de Júpiter.
Binárias anã branca e anã marrom
Anãs marrons ao redor de anãs brancas são bastante raras. GD 165 B, o protótipo de anã L, é um desses sistemas. Tais sistemas podem ser úteis para determinar a idade do sistema e a massa da anã marrom. Outros binários de anãs brancas e anãs marrons são COCONUTS-1 AB (7 bilhões de anos), LSPM J0055+5948 AB (10 bilhões de anos), SDSS J22255+0016 AB (2 bilhões de anos) e WD 0806-661 AB (1.5 a 2.7 bilhões de anos). Sistemas com anãs marrons com bloqueio de maré orbitando em torno de anãs brancas pertencem aos binários pós-envelope comuns ou PCEB. Apenas 8 PCEBs confirmados contendo uma anã branca com uma companheira anã marrom são conhecidos, incluindo WD 0137−349 AB. Na história passada dessas binárias anãs brancas e anãs marrons, a anã marrom é engolfada pela estrela na fase de gigante vermelha. As anãs marrons com massa inferior a 20 massas de Júpiter evaporariam durante o engolfamento. A escassez de anãs marrons orbitando perto de anãs brancas pode ser comparada com observações semelhantes de anãs marrons em torno de estrelas da sequência principal, descritas como o deserto de anãs marrons. O PCEB pode evoluir para uma estrela variável cataclísmica (CV*) com a anã marrom como doadora e no último estágio do sistema o binário pode se fundir. A nova CK Vulpeculae pode ser o resultado de uma fusão entre anãs brancas e anãs marrons.
As anãs marrons se formam de forma semelhante às estrelas e são cercadas por discos protoplanetários, como Cha 110913-773444. Em 2017, havia apenas uma anã proto-marrom conhecida conectada a um grande objeto de Herbig–Haro. Esta é a anã marrom Mayrit 1701117, que é cercada por um pseudodisco e um disco Kepleriano. Mayrit 1701117 lança o jato H 1165 de 0.7 anos-luz de comprimento, visto principalmente em enxofre ionizado. Descobriu-se que os discos em torno de anãs marrons têm muitas das mesmas características que os discos em torno de estrelas; portanto, espera-se que haja planetas formados por acreção em torno de anãs marrons. Dada a pequena massa dos discos anãs marrons, a maioria dos planetas serão planetas terrestres em vez de gigantes gasosos. Se um planeta gigante orbita uma anã marrom em nossa linha de visão, então, como eles têm aproximadamente o mesmo diâmetro, isso daria um grande sinal para detecção por trânsito. A zona de acreção de planetas em torno de uma anã marrom é muito próxima da própria anã marrom, então as forças de maré teriam um forte efeito.
Os objetos de massa planetária superjúpiter 2M1207b, 2MASS J044144 e Oph 98 B que estão orbitando anãs marrons em grandes distâncias orbitais podem ter se formado por colapso de nuvens em vez de acreção e, portanto, podem ser subanãs marrons em vez de planetas, o que é inferido a partir de massas relativamente grandes e órbitas grandes. A primeira descoberta de um companheiro de baixa massa orbitando uma anã marrom (ChaHα8) a uma pequena distância orbital usando a técnica de velocidade radial abriu caminho para a detecção de planetas em torno de anãs marrons em órbitas de algumas UA ou menores. No entanto, com uma razão de massa entre a companheira e a primária em ChaHα8 de cerca de 0.3, esse sistema se assemelha a uma estrela binária. Então, em 2008, o primeiro companheiro de massa planetária em uma órbita relativamente pequena (MOA-2007-BLG-192Lb) foi descoberto orbitando uma anã marrom.
Habitabilidade
A habitabilidade de planetas hipotéticos orbitando anãs marrons foi estudada. Os modelos de computador que sugerem as condições para que esses corpos tenham planetas habitáveis são muito rigorosos, sendo a zona habitável estreita, próxima (anã T 0.005 UA) e diminuindo com o tempo, devido ao resfriamento da anã marrom (elas se fundem por no máximo 10 milhões de anos). As órbitas teriam que ser de excentricidade extremamente baixa (da ordem de 10 elevado a menos 6) para evitar fortes forças de maré que desencadeariam um efeito estufa descontrolado nos planetas, tornando-os inabitáveis. Também não haveria satélites naturais.
Em 1984, foi postulado por alguns astrônomos que o Sol pode ser orbitado por uma anã marrom não detectada (às vezes chamada de Nêmesis) que poderia interagir com a nuvem de Oort assim como as estrelas passageiras. No entanto, esta hipótese caiu em desuso.
