Nana marró: diferència entre les revisions
m eliminant text d'indexació automàtica ocult |
Cap resum de modificació |
||
| Línia 1: | Línia 1: | ||
{{estels}} |
{{estels}} |
||
Les '''nanes marrons''' són [[objecte subestel·lar|objectes substel·lars]] que, tot i que són més massius que els planetes [[Gegant gasós|gegants gasosos]] més massius, (a diferència d'una [[estel]] [[Seqüència principal|de seqüència principal]]), no són prou massius per mantenir [[Fusió nuclear|la fusió nuclear]] d'[[hidrogen]] ordinari ([[Isòtops de l'hidrogen|<sup>1</sup>H]]) en heli en els seus nuclis. Més petites que les estrelles menys massives, aproximadament entre 13 i 80 [[Massa joviana|vegades la de Júpiter]] ({{Massa de Júpiter}}), <ref name="BossCarnegie">{{Ref-web|cognom=Boss|nom=Alan|data=April 3, 2001|títol=Are They Planets or What?|url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3%2C2001.html|arxiudata=September 28, 2006|consulta=March 31, 2022|obra=Untitled Document|editor=Carnegie Institution of Washington}}</ref> <ref name="Wethington">{{Ref-notícia|date=October 6, 2008|title=Dense Exoplanet Creates Classification Calamity|url=http://www.universetoday.com/19237/dense-exoplanet-creates-classification-calamity/|access-date=March 31, 2022}}</ref> són prou massives per [[Fusió de deuteri|fusionar deuteri]] ([[Deuteri|<sup>2</sup>H]]) i les més massives (> {{Massa de Júpiter|65}}) poden [[Crema de liti|fusionar liti]] ([[Isòtops del liti|<sup>7</sup>Li]]).<ref name="Wethington" /> |
|||
Una '''nana marró''' és un [[estrella (astronomia)|estel]] de dimensions reduïdes, que es caracteritza per no tenir la suficient [[massa]] per iniciar les reaccions termonuclears de fusió d'[[hidrogen]], però produeix una emissió important en l'[[infraroig]]. No obstant això, gairebé no té diferenciació química segons la profunditat, ja que ha patit en algun moment de la seva vida [[convecció]] des de la superfície fins al seu centre a causa de febles reaccions de [[Fusió nuclear|fusió]] d'[[isòtops]] residuals. El límit superior de masses és relativament ben conegut, estant comprès entre les 75 i les 80 [[Massa joviana | masses jovianes]] (<math> M_J </math>), segons el grau de [[metal·licitat]]. Pel que fa al límit inferior que les separaria dels [[gegant gasós|gegants gasosos]] més massius, aquest seria el d'unes 13 <math> M_J </math>, moment a partir del qual l'objecte és capaç de fusionar tot el seu [[deuteri]]. A partir de 65 <math> M_J </math>, a més de deuteri també cremen el [[liti]]. |
|||
Els astrònoms classifiquen els objectes auto-lluminosos per [[tipus espectral]], una distinció íntimament lligada a la temperatura superficial, i les nanes marrons ocupen els tipus M, L, T i Y.<ref name="PT-June2008">{{Ref-publicació|cognom=Burgasser|nom=Adam J.|data=June 2008|url=http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf|publicació=[[Physics Today]]|lloc=Cambridge, MA|volum=61|exemplar=6|pàgines=70–71|bibcode=2008PhT....61f..70B|doi=10.1063/1.2947658|dataarxiu=May 8, 2013|consulta=March 31, 2022}}</ref> <ref>{{Ref-llibre|cognom=Springer|nom=Cham|url=https://link.springer.com/book/10.1007/978-3-319-01162-2#about|títol=50 Years of Brown Dwarfs|editorial=SpringerLink|any=2014|isbn=978-3-319-01162-2|editor=Joergens|col·lecció=Astrophysics and Space Science Library|volum=401|doi=10.1007/978-3-319-01162-2|issn=0067-0057}}</ref> Com que les nanes marrons no pateixen una fusió estable d'hidrogen, es refreden amb el temps, passant progressivament per tipus espectrals posteriors a mesura que envelleixen. |
|||
La crema del [[deuteri]] es produeix en la seva joventut i és possible causa de la seva baixa temperatura de fusió, uns 100.00000 K. Atès que el deuteri és un combustible minoritari que desapareix ràpidament, aquesta reacció no pot sostenir el col·lapse. Les nanes marrons segueixen brillant per un temps degut a la calor residual de les reaccions i a la lenta contracció de la matèria que les forma. Les nanes marrons continuaran contraient i refredant-se fins a arribar a l'equilibri. Es creu que les nanes marrons són estrelles "fallides», ja que contenen els mateixos materials que un estel com el Sol, però amb molt poca massa per brillar. Són molt semblants als planetes gasosos, no són del tot planetes però no són del tot estrelles. |
|||
Malgrat el seu nom, a simple vista, les nanes marrons apareixien de diferents colors segons la seva temperatura.<ref name="PT-June20082">{{Ref-publicació|cognom=Burgasser|nom=Adam J.|data=June 2008|url=http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf|publicació=[[Physics Today]]|lloc=Cambridge, MA|volum=61|exemplar=6|pàgines=70–71|bibcode=2008PhT....61f..70B|doi=10.1063/1.2947658|dataarxiu=May 8, 2013|consulta=March 31, 2022}}</ref> Les més càlides són possiblement taronja o vermella,<ref name="Cain">{{Ref-web|cognom=Cain|nom=Fraser|data=January 6, 2009|títol=If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?|url=http://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/|consulta=24 September 2013}}</ref> mentre que les nanes marrons més fredes probablement semblen [[Magenta (color)|magenta]] o negre a l'ull humà.<ref name="PT-June20082" /> <ref name="Burrows2001">{{Ref-publicació|cognom=Burrows|nom=Adam|cognom2=Hubbard|nom2=William B.|cognom3=Lunine|nom3=Jonathan I.|enllaçautor3=Jonathan Lunine|cognom4=Liebert|nom4=James|any=2001|publicació=Reviews of Modern Physics|volum=73|exemplar=3|pàgines=719–765|arxiv=astro-ph/0103383|bibcode=2001RvMP...73..719B|doi=10.1103/RevModPhys.73.719}}</ref> Les nanes marrons poden ser totalment [[Convecció|convectives]], sense capes ni diferenciació química per profunditat.<ref>{{Ref-web|cognom=O'Neill|nom=Ian|data=13 September 2011|títol=Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf|url=https://www.seeker.com/violent-storms-rage-on-nearby-brown-dwarf-1765411574.html|editor=Seeker.com}}</ref> |
|||
Es diferencia dels estels pròpiament dits, en què la transmissió d'energia des del nucli es produeix per [[convecció]] en comptes de per radiació, fet que els assimila a un [[planeta]], però es diferencien d'aquest en què sí que hi ha producció d'energia nuclear per la formació de [[deuteri]]. |
|||
Tot i que la seva existència es va teoritzar inicialment a la dècada de 1960, no va ser fins a mitjan dècada de 1990 que es van descobrir les primeres nanes marrons sense ambigüitats. Com que les nanes marrons tenen temperatures superficials relativament baixes, no són molt brillants a les longituds d'ona visibles, i emeten la major part de la seva llum a l'[[infraroig]]. Tanmateix, amb l'arribada de dispositius de detecció infrarojos més capaços, s'han identificat milers de nanes marrons. Les nanes marrons conegudes més properes es troben al sistema [[WISE 1049-5319|Luhman 16]], un [[Estrella binària|binari]] de nanes marrons de tipus L i T a uns 6,5 anys llum del Sol. Luhman 16 és el tercer sistema més proper al Sol després [[Alfa del Centaure|d'Alfa Centauri]] i [[Estel de Barnard|l'Estrella de Barnard]]. |
|||
Quan aquestes es troben en l'[[halo galàctic]] es classifiquen en la seva detecció com a [[MACHO]]. La seva detecció és molt difícil a causa de la poca radiació que emeten i només es detecten a partir dels efectes del camp gravitacional. |
|||
== Notes històriques == |
== Notes històriques == |
||
| Línia 23: | Línia 23: | ||
A causa de la seva baixa massa, intermèdia entre els planetes gegants i les estrelles de poca massa, les nanes marrons constitueixen un vincle únic entre ambdós tipus de cossos. En particular, es desconeix la formació de les nanes marrons, no podent saber de moment si es formen com a planetes a l'interior d'un disc circumestel·lar a partir d'un nucli de material sòlid, o com estrelles a partir de la fragmentació i col·lapse gravitacional d'un núvol molecular. En [[2003]] es va detectar a la [[Orió (constel·lació) | constel·lació d'Orió]] un grup d'objectes de tipus nana marró amb masses tan petites com 5 masses [[Massa joviana|jovianes]]. |
A causa de la seva baixa massa, intermèdia entre els planetes gegants i les estrelles de poca massa, les nanes marrons constitueixen un vincle únic entre ambdós tipus de cossos. En particular, es desconeix la formació de les nanes marrons, no podent saber de moment si es formen com a planetes a l'interior d'un disc circumestel·lar a partir d'un nucli de material sòlid, o com estrelles a partir de la fragmentació i col·lapse gravitacional d'un núvol molecular. En [[2003]] es va detectar a la [[Orió (constel·lació) | constel·lació d'Orió]] un grup d'objectes de tipus nana marró amb masses tan petites com 5 masses [[Massa joviana|jovianes]]. |
||
== Referències == |
|||
{{Referències}} |
|||
{{Projectes germans}} |
{{Projectes germans}} |
||
{{estel}} |
{{estel}} |
||
Revisió del 16:17, 13 oct 2023
Les nanes marrons són objectes substel·lars que, tot i que són més massius que els planetes gegants gasosos més massius, (a diferència d'una estel de seqüència principal), no són prou massius per mantenir la fusió nuclear d'hidrogen ordinari (1H) en heli en els seus nuclis. Més petites que les estrelles menys massives, aproximadament entre 13 i 80 vegades la de Júpiter (MJ), [1] [2] són prou massives per fusionar deuteri (2H) i les més massives (> 65 MJ) poden fusionar liti (7Li).[2]
Els astrònoms classifiquen els objectes auto-lluminosos per tipus espectral, una distinció íntimament lligada a la temperatura superficial, i les nanes marrons ocupen els tipus M, L, T i Y.[3] [4] Com que les nanes marrons no pateixen una fusió estable d'hidrogen, es refreden amb el temps, passant progressivament per tipus espectrals posteriors a mesura que envelleixen.
Malgrat el seu nom, a simple vista, les nanes marrons apareixien de diferents colors segons la seva temperatura.[5] Les més càlides són possiblement taronja o vermella,[6] mentre que les nanes marrons més fredes probablement semblen magenta o negre a l'ull humà.[5] [7] Les nanes marrons poden ser totalment convectives, sense capes ni diferenciació química per profunditat.[8]
Tot i que la seva existència es va teoritzar inicialment a la dècada de 1960, no va ser fins a mitjan dècada de 1990 que es van descobrir les primeres nanes marrons sense ambigüitats. Com que les nanes marrons tenen temperatures superficials relativament baixes, no són molt brillants a les longituds d'ona visibles, i emeten la major part de la seva llum a l'infraroig. Tanmateix, amb l'arribada de dispositius de detecció infrarojos més capaços, s'han identificat milers de nanes marrons. Les nanes marrons conegudes més properes es troben al sistema Luhman 16, un binari de nanes marrons de tipus L i T a uns 6,5 anys llum del Sol. Luhman 16 és el tercer sistema més proper al Sol després d'Alfa Centauri i l'Estrella de Barnard.
Notes històriques
En 1963 l'astrofísic d'origen indi Shiv Kumar va ser el primer a estudiar teòricament l'evolució i propietats d'estrelles de massa molt inferior a les que es coneixien en aquell moment. Els seus càlculs correspondrien al que avui anomenem nanes marrons. Kumar va denominar a aquests objectes nanes negres. El nom Brown Dwarf va ser proposat en 1975 per l'astrofísica Jill Tarter, famosa per ser la portaveu del projecte SETI. La primera nana marró verificada va ser Teide 1, en 1995, en el telescopi IAC-80 de l'Observatori del Teide (Tenerife), per un grup espanyol d'astrofísics pertanyents al IAC. La nana marró millor caracteritzada és Gliese 229B, la companya de menor massa de l'estrella Gliese 229. Té grandària de nanes grogues.
Identificació i prova de liti
El liti és un element especialment interessant per diferenciar aquests objectes dels estels de baixa massa, ja que es destrueix ràpidament en les reaccions de fusió de l'hidrogen (en concret en les cadenes PPII) a causa de la seva reacció amb l'hidrogen a tan sols 1.000.000 K. Les estrelles poc massives (<0,1 M S ) són enterament convectives, pel que els seus interiors estan ben barrejats i el liti es crema juntament amb l'hidrogen en pocs milions d'anys. En canvi, els estels de masses similars o majors que la del Sol sí que mantenen liti en les seves atmosferes, ja que la convecció no aconsegueix penetrar fins al nucli. En una nana marró, per la seva baixa massa, l'hidrogen no arriba a assolir les temperatures i pressions necessàries per desencadenar la seva fusió i el liti no es destrueix, romanent en la nana marró durant tota la seva existència. Aquest liti pot ser detectat a través dels seus espectres d'emissió característics, constituint aquesta prova la manera clàssica d'identificació de nanes marrons. La prova va ser usada per primera vegada pel grup de el IAC liderat per Rafael Rebolo. La prova no és perfecta, ja que pot haver estrelles molt poc massives en les quals la crema del liti encara no hagi conclòs a causa de la seva lentitud en les reaccions. També es va estudiar la possibilitat de mesurar l'absència de deuteri per comprovar si es tracta d'una nana marró o no, però aquesta dada es va revelar més difícil de mesurar, ja que les línies espectrals de l'hidrogen i el deuteri són molt semblants.
Lluentor i tipus espectral
L'emissió de poca energia per part d'aquests astres porta al fet que sigui molt difícil observar-los d'una manera directa des de grans distàncies. Malgrat això, diversos centenars de nanes marrons han estat identificades, amb temperatures superficials que varien entre 800 i 2000 graus Celsius. La temperatura superficial és una funció creixent amb la massa i decreixent amb l'edat de l'objecte.
Nanes marrons i planetes extrasolars
A causa de la seva baixa massa, intermèdia entre els planetes gegants i les estrelles de poca massa, les nanes marrons constitueixen un vincle únic entre ambdós tipus de cossos. En particular, es desconeix la formació de les nanes marrons, no podent saber de moment si es formen com a planetes a l'interior d'un disc circumestel·lar a partir d'un nucli de material sòlid, o com estrelles a partir de la fragmentació i col·lapse gravitacional d'un núvol molecular. En 2003 es va detectar a la constel·lació d'Orió un grup d'objectes de tipus nana marró amb masses tan petites com 5 masses jovianes.
Referències
- ↑ Boss, Alan. «Are They Planets or What?». Untitled Document. Carnegie Institution of Washington, April 3, 2001. Arxivat de l'original el September 28, 2006. [Consulta: March 31, 2022].
- ↑ 2,0 2,1 «Dense Exoplanet Creates Classification Calamity». , October 6, 2008.
- ↑ Burgasser, Adam J. Physics Today [Cambridge, MA], 61, 6, June 2008, pàg. 70–71. Bibcode: 2008PhT....61f..70B. DOI: 10.1063/1.2947658 [Consulta: March 31, 2022].
- ↑ Springer, Cham. Joergens. 50 Years of Brown Dwarfs. 401. SpringerLink, 2014 (Astrophysics and Space Science Library). DOI 10.1007/978-3-319-01162-2. ISBN 978-3-319-01162-2.
- ↑ 5,0 5,1 Burgasser, Adam J. Physics Today [Cambridge, MA], 61, 6, June 2008, pàg. 70–71. Bibcode: 2008PhT....61f..70B. DOI: 10.1063/1.2947658 [Consulta: March 31, 2022].
- ↑ Cain, Fraser. «If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?», January 6, 2009. [Consulta: 24 setembre 2013].
- ↑ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James Reviews of Modern Physics, 73, 3, 2001, pàg. 719–765. arXiv: astro-ph/0103383. Bibcode: 2001RvMP...73..719B. DOI: 10.1103/RevModPhys.73.719.
- ↑ O'Neill, Ian. «Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf». Seeker.com, 13-09-2011.
