Enano L

Un objeto con el tipo espectral L (también llamado enana L ) puede ser una estrella de baja masa , ^{[ 1 ]} una enana marrón ^{[ 2 ]} o un objeto joven de masa planetaria que errante libre . ^{[ 3 ]} Si se detecta un exoplaneta joven o un compañero de masa planetaria mediante imágenes directas, también puede tener un tipo espectral L, como Kappa Andromedae b . ^{[ 4 ]}

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

O

B

A

F

GRAMO

K

METRO

L

T

Enanas marrones

enanas blancas

enanas rojas

Subenanas

Secuencia principal ("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojos

gigantes azules

Gigantes brillantes

Supergigantes

supergigante roja

Hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V )

Antes de 2MASS, solo se conocían seis objetos con un tipo espectral posterior a M9.5V. Con el descubrimiento de 20 nuevos objetos de tipo tardío, fue necesario definir los tipos espectrales L y T , lo que se realizó en 1999. En estas enanas L, los óxidos metálicos ( TiO , VO ), presentes en las enanas M tardías , se reemplazan por hidruros metálicos (p. ej., CrH , FeH ) y metales alcalinos neutros (p. ej. , K , Rb , Cs ). La transición entre las enanas L y T se define por la aparición de metano (CH₄ ₎ en el espectro. ^{[ 6 ]} Las enanas M muestran absorción debida al vapor de agua (H₂O ₎ en su espectro infrarrojo cercano. Esta característica de absorción se vuelve más fuerte con el tipo espectral L posterior. La absorción debida al monóxido de carbono (CO) muestra poca variación en el tipo espectral. ^{[ 7 ]} El CO es reemplazado por CH ₄ en las enanas T. ^{[ 8 ]} Inicialmente se estimó que las enanas L0 más calientes tienen una temperatura de alrededor de 2000 K y las enanas L8 más frías tienen una temperatura de alrededor de 1500 K. ^{[ 6 ]} Las estimaciones modernas varían desde 1100 K para L9, hasta un máximo de 2500 K para L0. ^{[ 9 ] [ 10 ]}

Las enanas L tienen un color rojo , violeta o púrpura debido a la absorción de la línea D del sodio , que está centrada en 5890 Å , solapándose con el color verde . ^{[ 8 ]} Trabajos posteriores describieron a las enanas L como de color violeta. ^{[ 11 ]}

La masa mínima de combustión de hidrógeno se encuentra en 0,075 M _☉ (78,5 M _J ) para objetos con una metalicidad solar. ^{[ 13 ]} La tabla de parámetros fundamentales ultrafríos enumera varios objetos con un tipo espectral infrarrojo de L0 a L4 y una masa superior a 78,5 M _J . Una de las enanas L de mayor masa en esta lista es G 239-25 B (L0) para la cual encuentran una masa de 88,9 ±0,59 M _J . ^{[ 9 ] [ 10 ]} El límite de combustión de hidrógeno depende de la metalicidad y los objetos con una metalicidad baja pueden tener un límite de combustión de hidrógeno más alto. Otro factor es que una menor metalicidad hace que la atmósfera sea más transparente. Por lo tanto, los objetos más antiguos tienen temperaturas más altas. ^{[ 14 ]} Las subenanas L antiguas con un tipo espectral L temprano pueden ser estrellas de la secuencia principal. ^{[ 15 ]} La enana marrón SDSS J0104+1535 (usdL1.5, 0.086 ± 0.0015 M _☉ ) por ejemplo está justo por debajo del límite de combustión de hidrógeno de alrededor de 0.088 M _☉ , para su metalicidad de [Fe/H] = -2.4 ± 0.2. ^{[ 14 ]} El mismo equipo descubrió que un tercio de las subenanas L conocidas son objetos subestelares y dos tercios son estrellas de baja masa. ^{[ 1 ]} CWISE J1249+3621 (sdL1,0,082 +0,002 −0,003 M _☉ ) es, por ejemplo, una estrella, porque el límite de combustión de hidrógeno está alrededor de 0,080 para [M/H]=-1. Esta estrella también es una estrella hiperveloz . ^{[ 15 ]}

^{La mayoría de} las enanas L son enanas marrones. Las enanas marrones son objetos con una masa inferior a 78,5 M _J. ^{[ 13} ] Los objetos con una masa inferior a 14 M _J se denominan a menudo objetos de masa planetaria, ^{[ 16 ]} pero dependiendo de su mecanismo de formación también se denominan enanas marrones de masa planetaria . ^{[ 17 ]}

En la tabla de parámetros fundamentales ultrafríos actualmente hay 422 objetos con un tipo espectral infrarrojo L y un rango de masa de 14-78,5 M _J . ^{[ 9 ] [ 10 ]} Además, se conocen docenas de enanas marrones de tipo L que se mueven conjuntamente con una estrella, una enana blanca o una enana marrón. ^{[ 2 ]} La primera enana marrón de tipo L descubierta fue GD 165B , que orbita una enana blanca. ^{[ 18 ]} Posteriormente se determinó que su masa era de 62,58 ± 15,57 M _J . ^{[ 19 ]}

Un objeto de masa planetaria se define comúnmente como un objeto con una masa inferior a 14 M _J. Estos objetos pueden ser libres ^{[ 16 ]} o moverse junto con una estrella o enana marrón (por ejemplo, HD 106906 b ). ^{[ 20 ] [ 21 ]} Si un objeto de este tipo orbita una estrella dentro de aproximadamente 100 UA, se le denomina exoplaneta. Más allá de las 100 UA, se le denomina compañero de masa planetaria, ya que las teorías predicen que estos objetos se forman por sí mismos y no a partir de material de un disco protoplanetario . ^{[ 22 ]} Un exoplaneta cerca de este límite de 100 UA es Delorme 1 (AB)b, que podría haberse formado mediante la fragmentación del disco circunestelar y, por lo tanto, se considera un exoplaneta. ^{[ 23 ]} Los planetas más cercanos, como los planetas alrededor de HR 8799 ^{[ 24 ]} y Kappa Andromedae b, también se parecen a las enanas L o tienen un tipo espectral L. ^{[ 4 ]}

Estos objetos suelen identificarse por su corta edad. Un objeto puede, por ejemplo, estar presente en un cúmulo estelar joven (p. ej., NGC 1333 ) ^{[ 25 ]} o en una asociación joven (véase Lista de asociaciones cercanas ). Los investigadores pueden utilizar la relación temperatura-edad o luminosidad-edad para determinar si su masa es inferior a 13 M _J. ^{[ 16 ]} Para cúmulos estelares muy jóvenes (<1 Myr ) , incluso un tipo espectral L0 corresponde a una masa planetaria y, por lo tanto, todas las enanas L en dicho cúmulo estelar tienen una masa planetaria. ^{[ 25 ]}

Otro método consiste en determinar otros indicadores de una edad joven. Un objeto de menor masa tiene, por ejemplo, una menor gravedad superficial , lo que conlleva una atmósfera más extensa y una mayor mezcla vertical. Esto afectará la profundidad de ciertas características espectrales y puede dar lugar a colores rojos en el infrarrojo cercano. Una enana L de baja gravedad se suele denotar con el sufijo β, γ y δ, que indican gravedad intermedia (β), baja (γ) y muy baja (δ). Las enanas L3-L5 de baja gravedad también pueden mostrar absorción de litio . La denominada "prueba del litio" es menos fiable para determinar una masa baja en enanas L jóvenes. ^{[ 26 ]} Un ejemplo de objeto de baja gravedad es ^CWISE J0506+0738 , que tiene un tipo espectral entre L8γ y T0γ y probablemente una masa de 7±2 M _J. ^{[ 16} ]

Desde principios de la década de 2000 se teorizó sobre la presencia de nubes de hierro con nubes de silicatos en la parte superior para las enanas L. ^{[ 27 ]} La presencia de silicatos en las enanas L está bien establecida con las observaciones de Spitzer . Especialmente las enanas L4-L6 suelen mostrar absorción de silicatos. Pero la absorción de silicatos también puede estar ausente en cualquier enana L. ^{[ 28 ]} La variabilidad suele estar relacionada con la presencia de nubes en las enanas L y T. Sin embargo, existen otras posibles explicaciones, como puntos calientes, variaciones de temperatura y auroras . Especialmente los objetos jóvenes muestran variabilidad. ^{[ 29 ]} Una de las enanas L más variables es la compañera de masa planetaria VHS J1256–1257.b (L7), con una amplitud del 33-38%. ^{[ 30 ]}

Se puede detectar emisión de radio en enanas L, y esta emisión a veces muestra pulsos de radio periódicos rotacionales. Además, la emisión H-alfa que se observa comúnmente en las enanas L se interpreta como cromosférica y coronal en las primeras enanas L, pero con tipos espectrales posteriores se convertirá cada vez más en una característica auroral. Por lo tanto, los objetos L4–T8 con emisión H-alfa a menudo también son fuentes de radio. Los pulsos de radio de las enanas marrones están altamente polarizados circularmente y probablemente provienen de la inestabilidad máser ciclotrónica de electrones (ECMI), que está relacionada con las auroras. Actualmente se desconoce qué alimenta la emisión de radio auroral en las enanas marrones. Una sugerencia es la ruptura de la corrotación con un disco de plasma, que también alimenta la aurora principal de Júpiter . La otra fuente de energía sugerida es la interacción con un planeta rocoso alrededor de la enana marrón, similar a la interacción entre Io y Júpiter. Los impactos de electrones con moléculas de hidrógeno pueden crear un catión trihidrógeno (H ⁺ ₃ ). Esto podría detectarse en el infrarrojo a 2 y 4 μm con el JWST . La destrucción de H ⁺ ₃ por gases, como H ₂ O y CH ₄ , podría significar que no se acumula significativamente en las enanas marrones. ^{[ 31 ]} No se detectó H ⁺ ₃ en ninguna enana M, L o T con el Observatorio Keck , probablemente debido a que los electrones aurorales penetran más profundamente en las atmósferas de las enanas marrones y son destruidos por los gases. ^{[ 32 ] [ 33 ]} La primera enana L con emisión de radio fue 2MASS J00361617+1821104 (L3.5). ^{[ 34 ]}

Las enanas L son binarias con menos frecuencia que las enanas M. Los sistemas con una enana L como primaria tienen una fracción binaria de24 +6 −2 % con una separación típica de 5–8 unidades astronómicas (UA). ^{[ 36 ]} También hay enanas L con una separación mayor, como WISE 2150−7520 (L1+T8), que tiene una separación de 341 UA. ^{[ 37 ]} La enana L más cercana al Sistema Solar es la primaria en el sistema binario Luhman 16 AB. Tiene un tipo espectral L8. ^{[ 38 ]}

• Lista de enanas marrones