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WISE 0855−0714

Coordenadas : 08 h 55 m 10.83 s , −07° 14′ 42.5″ [[Celestial coordinate system|Coordinates]]: [[File:Jupiter and moon.png|20px|Sky map]] [http://www.wikisky.org/?ra=8.919675&de=...

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Coordenadas : 08 h 55 m 10.83 s , −07° 14′ 42.5″Mapa del cielo

WISE 0855−0714 (designación completa WISE J085510.83−071442.5 , [ 8 ] o W0855 para abreviar) es una enana marrón [ b ] de clase espectral Y4 , ubicada a 7,4 años luz (2,3 pársecs ) del Sol en la constelación de Hydra . Es el cuarto sistema estelar o subestelar más cercano al Sol y fue descubierto por Kevin Luhman en 2013 utilizando datos del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Es la enana marrón más fría encontrada hasta ahora, con una temperatura de aproximadamente 276 K (3 °C; 37 °F) . [ 6 ] Tiene una masa estimada entre 3 y 10 masas de Júpiter , lo que la convierte en un objeto de masa planetaria por debajo del límite aproximado de 13 masas de Júpiter para la fusión de deuterio .   

Descubrimiento

WISE 0855−0714 fue fotografiado por primera vez por el telescopio WISE el 4 de mayo de 2010 durante su misión principal de exploración de todo el cielo. [ 8 ] Posteriormente fue descubierto por Kevin Luhman en marzo de 2013, quien notó el movimiento propio inusualmente alto del objeto mientras buscaba posibles compañeros binarios del Sol en imágenes de WISE. [ 17 ] [ 18 ] Con el fin de confirmar las propiedades espectrales del objeto y su proximidad al Sol, Luhman realizó observaciones de seguimiento con el Telescopio Espacial Spitzer y el telescopio Gemini Norte entre 2013 y 2014. [ 8 ] [ 18 ] El descubrimiento del objeto fue anunciado en un comunicado de prensa de la NASA en abril de 2014. [ 18 ]

Distancia y movimiento propio

Según observaciones directas, WISE 0855−0714 tiene una gran paralaje de439,0 ± 2,4 mas  , lo que corresponde a una distancia de aproximadamente2,28 ± 0,01 pársecs  (7,43 ± 0,04 años luz  ). [ 2 ] Esto convierte a WISE 0855−0714 en el cuarto sistema estelar o subestelar más cercano al Sol . WISE 0855−0714 también tiene un movimiento propio excepcionalmente alto de8.151,6 ± 1,8 mas/año  , [ 2 ] la tercera más alta después de la Estrella de Barnard (10.300  mas/año ) y la estrella de Kapteyn (8.600  mas/año ). [ 8 ]

Características físicas

Masa y edad

La masa y la edad de WISE 0855−0714 no se conocen con certeza, pero se pueden acotar con su temperatura actual conocida. La edad de WISE 0855−0714 depende de su masa; una masa menor conduciría a una tasa de enfriamiento más rápida y, por lo tanto, a una edad más joven para WISE 0855−0714, mientras que una masa mayor conduciría a una tasa de enfriamiento más lenta y, por lo tanto, a una edad mayor para WISE 0855−0714. [ 8 ] Suponiendo un rango de edad de 1 a 10 mil millones de años, los modelos evolutivos para enanas marrones predicen que WISE 0855−0714 debería tener una masa entre 3 y 10 M Jup . [ 8 ] [ 18 ] La masa también podría obtenerse con mediciones de la gravedad superficial y el radio de la enana marrón. Un estudio de 2024 obtuvo dos valores de 10 3.93 y10 4,03 cgs  para la gravedad superficial de dos conjuntos de datos diferentes. Suponiendo un radio de un radio de Júpiter ( R Jup ) para la enana marrón, obtuvieron valores de masa de 3,44 y 4,33 M Jup , respectivamente. [ 5 ] Todos estos valores de masa están en el rango de masa planetaria . 

Clasificación

A partir de 2003, la Unión Astronómica Internacional considera que un objeto con una masa superior a 13 M Jup , capaz de fusionar deuterio , es una enana marrón. [ 19 ] WISE 0855–0714, al ser un objeto flotante con una masa inferior al límite de fusión del deuterio, se denominaría objeto de masa planetaria flotante , [ 20 ] aunque la literatura lo clasifica como una enana marrón. [ b ] Si la distinción se basa en cómo se formó el objeto, entonces podría considerarse una estrella fallida, una teoría propuesta para el objeto Cha 110913−773444 . [ 21 ] 

Temperatura, tamaño y luminosidad

WISE 0855–0714 es la enana marrón más fría conocida, con una temperatura efectiva de 276 K (3 °C; 37 °F) , según se estima a partir de modelos evolutivos basados ​​en su luminosidad bolométrica de   6,03 × 10 −8 L ☉  y una edad supuesta entre 0,5 y 10 mil millones de años. [ 6 ] La luminosidad y la temperatura implican un radio de 0,107 radios solares ( R ☉ ), o 1,045 R Jup . [ 6 ] [ a ] ​​Los modelos atmosféricos que coinciden con el espectro NIRSpec se ajustan bien con una temperatura de 285 K (12 °C; 53 °F) , algo más alta que la estimada a partir de los modelos de evolución. [ 4 ]    

Dado que WISE 0855−0714 es un objeto aislado, su luminosidad proviene principalmente de la radiación térmica . [ 18 ] La temperatura de WISE 0855−0714 es lo suficientemente baja como para coincidir aproximadamente con la temperatura ambiente , lo que significa que su luminosidad es muy baja y emite principalmente radiación infrarroja como radiación térmica. [ 18 ] Por lo tanto, se observa mejor con telescopios infrarrojos como WISE y el Telescopio Espacial James Webb (JWST). [ 4 ] WISE 0855−0714 se ha detectado en longitudes de onda espectrales tan cortas como1,15  μm —en esta longitud de onda del infrarrojo cercano , el objeto aparece extremadamente tenue con una magnitud aparente de 26,3. [ 14 ] [ 22 ] El brillo de WISE 0855−0714 disminuye con la disminución de la longitud de onda, por lo que el objeto es prácticamente invisible en luz visible . [ 18 ]

Espectrometría

Su luminosidad en diferentes bandas del infrarrojo térmico en combinación con su magnitud absoluta —debido a su distancia conocida— se utilizó para ubicarla en el contexto de diferentes modelos; la mejor caracterización de su brillo se obtuvo en la banda W2 de4,6  μm con una magnitud aparente de13,89 ± 0,05 , aunque era más brillante en el infrarrojo profundo. [ 8 ] Las imágenes infrarrojas tomadas con el Telescopio Magellan Baade sugieren evidencia de nubes de sulfuro debajo de nubes de hielo de agua . [ 9 ]

Se obtuvieron espectros en el infrarrojo cercano y medio en las bandas L y M con el instrumento GNIRS del Telescopio Gemini Norte . El espectro de la banda M (4,5–5,1 μm) está dominado por la absorción de vapor de agua (H₂O ) . El espectro de la banda L (3,4–4,14 μm) está dominado por la absorción de metano . Sorprendentemente, ni la banda M ni la L presentan detección de fosfina (PH₃ ) , que aparece en la atmósfera de Júpiter . El espectro de la banda M muestra evidencia de nubes de hielo de agua y la fotometría en el infrarrojo cercano de WISE 0855 es débil en comparación con los modelos, lo que sugiere un absorbedor adicional, probablemente nubes de dihidrogenofosfato de amonio ( NH₄ ) ( H₂PO₄ ), que se encuentran debajo de las nubes de hielo de agua . [ 15 ] [ 16 ] Una propuesta aprobada del JWST describe cómo el equipo planea utilizar una serie temporal de infrarrojo cercano para estudiar el ciclo hidrológico en la atmósfera de WISE 0855 con NIRSpec . [ 23 ]

Las observaciones con NIRSpec detectaron metano (CH₄ ) , vapor de agua (H₂O ) , amoníaco (NH₃ ) y monóxido de carbono (CO) en la atmósfera, pero no pudieron confirmar fosfina (PH₃ ) ni dióxido de carbono (CO₂ ) en la atmósfera. Tampoco se confirmaron nubes de hielo de agua y el espectro coincide bien con un modelo sin nubes. [ 4 ] Las observaciones con MIRI mostraron un agotamiento de vapor de agua y una abundancia de agua que es variable con la presión . Esto es consistente con la condensación de agua en la atmósfera superior. Sin embargo, las observaciones no detectaron nubes de hielo de agua, que se habían predicho en estudios anteriores. Esta discrepancia se explica con la precipitación del agua: el agua se condensa en partículas en la atmósfera superior, que se hunden rápidamente en la atmósfera inferior. Las nubes solo se forman si hay mezcla ascendente. Un proceso similar está presente para los metales alcalinos en las enanas L y T. Una precipitación directa sugeriría una mezcla débil, pero la química de desequilibrio sugiere una mezcla rigurosa. Futuros estudios de variables podrían determinar si la mezcla ascendente o la sedimentación es el proceso dominante. Sin embargo , los modelos de nubes potencialmente detectaron nubes profundas de dihidrogenofosfato de amonio (NH₄ ) ( H₂PO₄ ) . Las observaciones también detectaron ¹⁵NH₃ por primera vez en WISE 0855. La atmósfera tiene una fracción de masa de ¹⁴NH₃ / ¹⁵NH₃ =332 +63 −43 , lo que significa que tiene aproximadamente 99,7% de 14 N y aproximadamente 0,3% de 15 N. En comparación con los valores solares y la proporción de WISE 1828 , la atmósfera de WISE 0855 está enriquecida en 15 N. La proporción de isótopos de nitrógeno está más cerca del medio interestelar enriquecido en 15 N de hoy . Esto podría significar que WISE 0855 se formó a partir de una nube más joven, pero se necesitan más mediciones de 15 N en otras enanas marrones para establecer tendencias evolutivas. [ 24 ] En noviembre de 2024 un equipo utilizó datos archivados y nuevos de NIRSpec para detectar metano deuterado (CH 3 D) y aproximadamente una parte por mil millones de PH 3 en WISE 0855. Esta detección de deuterio mostró que WISE 0855 tiene una masa por debajo del límite de combustión de deuterio. Por otro lado, la baja cantidad de PH 3 no coincide con las predicciones, lo que demuestra un conocimiento incompleto de la química del fósforo . [ 5 ]

Variabilidad

La variabilidad de WISE 0855 en el infrarrojo se midió con Spitzer IRAC . Se midió una amplitud relativamente pequeña del 4-5%. Los modelos de nubes de hielo de agua predijeron una amplitud grande. Esta pequeña amplitud podría sugerir que los hemisferios de WISE 0855 tienen una desviación muy pequeña en la cobertura de nubes. La curva de luz es demasiado irregular para producir un buen ajuste y se midieron períodos de rotación entre 9,7 y 14 horas. [ 12 ]

Búsqueda de satélites

Un equipo de investigadores utilizó 11 horas de observaciones del JWST para buscar tránsitos causados ​​por exolunas alrededor de WISE 0855. Los investigadores no encontraron ningún tránsito. Al inyectar tránsitos en la curva de luz, descubrieron que podrían haber detectado tránsitos con una profundidad de ≥0,5% con una tasa de detección del 96%. Esta profundidad de tránsito se observaría en un objeto aproximadamente dos veces más grande que Titán , la luna de Saturno . [ 25 ]

Véase también

Notas

  1. 1 2 3 Calculado, utilizando la ley de Stefan-Boltzmann y la temperatura efectiva y luminosidad de la estrella, con respecto a latemperatura efectiva nominal solar de5.772 K  :(5,772276)4⋅10−7.22=0,1074 R⊙.{\displaystyle {\sqrt {{\biggl (}{\frac {5,772}{276}}{\biggr )}^{4}\cdot 10^{-7.22}}}=0.1074\ R_{\odot }.}UnoR⊙{\displaystyle R_{\odot }}= 9,7311 R J , entonces 9,7311 • 0,1074 = 1,045 R J .  
  2. 1 2 [ 4 ] [ 5 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]

Referencias

  1. ^ 1 2 3 4 "WISEA J085510.74-071442.5" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 15 de mayo de 2017 .
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  3. ↑ Mamajek, Eric. "Una secuencia moderna de color estelar y temperatura efectiva de enanas medias" . Recuperado el 7 de febrero de 2021 .
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  5. 1 2 3 4 5 Rowland, Melanie J.; Morley, Caroline V.; Miles, Brittany E.; Suárez, Genaro; Faherty, Jacqueline K.; Skemer, Andrew J.; Beiler, Samuel A.; Line, Michael R.; Bjoraker, Gordon L. (21 de noviembre de 2024). "Abundancia de D a H protosolar y PH 3 de una parte por mil millones en la enana marrón más fría" . The Astrophysical Journal . 977 (2): L49. arXiv : 2411.14541 . Bibcode : 2024ApJ...977L..49R . doi : 10.3847/2041-8213/ad9744 .
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Lecturas adicionales

  • Beichman, C.; Gelino, Christopher R.; et  al. (2014). "Enanas Y WISE como sondas de la conexión enana marrón-exoplaneta". The Astrophysical Journal . 783 (2): 68. arXiv : 1401.1194 . Bibcode : 2014ApJ...783...68B . doi : 10.1088/0004-637X/783/2/68 . S2CID 119302072 . ( Nota : En este artículo no se menciona WISE 0855−0714; se trata de otros objetos de tipo Y descubiertos por WISE).
  • Tinney, CG; Faherty, Jacqueline K.; et  al. (noviembre de 2014). "Las luminosidades de las enanas marrones más frías". The Astrophysical Journal . 796 (1): 39. arXiv : 1410.0746 . Bibcode : 2014ApJ...796...39T . doi : 10.1088/0004-637X/796/1/39 .