Comparação: a maioria das anãs marrons são ligeiramente maiores queJúpiter (15 a 20%),[1] mas ainda são até 80 vezes mais massivas devido à maior densidade. A imagem está em escala, com oraio de Júpiter sendo 11 vezes o daTerra, e oraio do Sol é 10 vezes o de Júpiter.
Osastrônomos classificam os objetos autoluminosos porclasse espectral, uma distinção intimamente ligada à temperatura da superfície, e as anãs marrons ocupam as classes M, L, T e Y.[4][5] Como as anãs marrons não sofrem fusão estável de hidrogênio, elas esfriam com o tempo, passando progressivamente por tipos espectrais posteriores à medida que envelhecem.
Apesar do nome, aolho nu, as anãs marrons apareceriam em cores diferentes, dependendo de sua temperatura.[4] As mais quentes são possivelmente alaranjadas ou vermelhas,[6] enquanto as anãs marrons mais frias provavelmente apareceriammagenta ou pretas aoolho humano.[4][7] As anãs marrons podem ser totalmenteconvectivas, sem camadas ou diferenciação química por profundidade.[8]
Embora sua existência tenha sido inicialmente teorizada na década de 1960, não foi até meados da década de 1990 que as primeiras anãs marrons inequívocas foram descobertas. Como as anãs marrons têm temperaturas de superfície relativamente baixas, elas não são muito brilhantes em comprimentos de onda visíveis, emitindo a maior parte de sua luz noinfravermelho. No entanto, com o advento de dispositivos de detecção de infravermelho mais capazes, milhares de anãs marrons foram identificadas. As anãs marrons conhecidas mais próximas estão localizadas no sistemaLuhman 16, umbinário de anãs marrons classe L e T a cerca de 6.5anos-luz (2parsecs) de distância doSol. Luhman 16 é o terceiro sistema mais próximo do Sol depois deAlpha Centauri e daEstrela de Barnard.
Os objetos agora chamados de "anãs marrons" foram teorizados por Shiv S. Kumar na década de 1960 e foram originalmente chamados deanãs negras,[9] uma classificação paraobjetos subestelares escuros flutuando livremente no espaço que não eram massivos o suficiente para sustentar a fusão dohidrogênio. No entanto, (a) o termo anã negra já era usado para se referir a umaanã branca fria; (b)anãs vermelhas fundem hidrogênio; e (c) esses objetos podem ser luminosos emcomprimentos de onda visíveis no início de suas vidas. Por causa disso, foram propostos nomes alternativos para esses objetos, incluindo planetário esubestrela. Em 1975,Jill Tarter sugeriu o termo "anã marrom", usando "marrom" como uma cor aproximada.[6][10][11]
O termo "anã negra" ainda se refere a uma anã branca que esfriou a ponto de não emitir mais quantidades significativas de luz. No entanto, calcula-se que o tempo necessário até mesmo para a anã branca de menor massa resfriar a essa temperatura seja maior do que a idade atual douniverso; portanto, espera-se que tais objetos ainda não existam.[12]
As primeiras teorias sobre a natureza das estrelas de menor massa e o limite de queima de hidrogênio sugeriram que um objeto depopulação I com massa menor que 0.07massas solares (M☉) ou um objeto depopulação II menor que 0.09 M☉ nunca passaria por normalevolução estelar e se tornaria umaestrela completamente degenerada.[13] O primeiro cálculo autoconsistente da massa mínima de queima de hidrogênio confirmou um valor entre 0.07 e 0.08 massas solares para objetos da população I.[14][15]
A descoberta dedeutério queimando até 0.013 M☉ (13.6MJ) e o impacto da formação de poeira nasatmosferas 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 espectroinfravermelho (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 deestrelas de campo, pesquisas de imagens para companheiras fracas de anãs dasequência principal eanãs brancas, pesquisas deaglomerados de estrelas jovens e monitoramento develocidade radial para companheiras próximas.
Por muitos anos, os esforços para descobrir as anãs marrons foram infrutíferos. Em 1988, no entanto, uma fraca companheira daestrelaanã brancaGD 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 umaanã vermelha de baixa massa. Tornou-se claro que GD 165B precisaria ser classificado como um objeto muito mais frio do que os últimos anãsM 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.
Hoje, GD 165B é reconhecido como o protótipo de uma classe de objetos agora chamados de "anãsL".[16][17]
Embora a descoberta da anã mais fria fosse altamente significativa na época, foi debatido se GD 165B seria classificada como uma anã marrom ou simplesmente uma estrela de massa muito baixa, porque observacionalmente é muito difícil distinguir entre as duas.
Logo após a descoberta de GD 165B, outros candidatos a anãs marrons foram relatados. A maioria falhou em cumprir sua candidatura, no entanto, porque a ausência delítio mostrou que eles eram objetos estelares. As estrelas verdadeiras queimam seu lítio em pouco mais de 100 milhões de anos, enquanto as anãs marrons (que podem, confusamente, ter temperaturas e luminosidades semelhantes às estrelas verdadeiras). Portanto, a detecção de lítio na atmosfera de um objeto com mais de 100 milhões de anos garante que se trata de uma anã marrom.
A anã marrom "T" de primeira classe foi descoberta em 1994 pelosastrônomos daCaltechShrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews eRebecca Oppenheimer,[18] e pelos cientistas daUniversidade Johns HopkinsSamuel Durrance e David Golimowski. Foi confirmado em 1995 como companheirosubestelar deGliese 229. Gliese 229 Ab é uma das duas primeiras instâncias de evidência clara de uma anã marrom, junto comTeide 1. Confirmados em 1995, ambos foram identificados pela presença da linha delítio de 670.8 nm. Verificou-se que este último tinha temperatura e luminosidade bem abaixo da faixa estelar.
Seu espectroinfravermelho próximo exibiu claramente uma banda de absorção demetano de 2 micrômetros, uma característica que anteriormente só havia sido observada nasatmosferas deplanetas gigantes e nosatélite de Saturno,Titã. A absorção de metano não é esperada em qualquer temperatura de umaestrela dasequência principal. Essa descoberta ajudou a estabelecer outra classe espectral ainda mais fria que as anãsL, conhecidas como "anãsT", da qual Gliese 229 Ab é o protótipo.
A primeira anã marrom classe "M" confirmada foi descoberta pelosastrofísicos espanhóis Rafael Rebolo López (chefe da equipe), María Rosa Zapatero-Osorio e Eduardo L. Martín em 1994.[19] Este objeto, encontrado noaglomerado aberto dasPlêiades, recebeu o nome deTeide 1. O artigo da descoberta foi submetido àNature em maio de 1995 e publicado em 14 de setembro de 1995.[20][21] ANature destacou "Anãs marrons descobertas, oficialmente" na primeira página dessa edição.
O Teide 1 foi descoberto em imagens coletadas pela equipe doInstituto de Astrofísica das Canárias (IAC) em 6 de janeiro de 1994 usando o telescópio de 80 cm (IAC 80) noObservatório do Teide e seu espectro foi registrado pela primeira vez em dezembro de 1994 usando o Telescópio William Herschel de 4.2 m noObservatório 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 deevolução estelar esubestelar mais avançados naquele momento, a equipe estimou para Teide 1 uma massa de55 ± 15MJ,[22] que está abaixo do limite de massa estelar. O objeto se tornou uma referência em trabalhos subsequentes relacionados a jovens anãs marrons.
Em teoria, uma anã marrom abaixo de65MJ é incapaz de queimarlítio por fusão termonuclear em qualquer momento de sua evolução. Este fato é um dos princípios de teste de lítio usados para julgar a natureza subestelar de corpos astronômicos de baixa luminosidade e baixa temperatura de superfície.
Dados espectrais de alta qualidade adquiridos peloObservatório W. M. Keck em novembro de 1995 mostraram que Teide 1 ainda tinha a abundância inicial de lítio da nuvem molecular original a partir da qual as estrelas Plêiades se formaram, provando a falta de fusão termonuclear em seu núcleo. Essas observações confirmaram que Teide 1 é uma anã marrom, bem como a eficiência doteste espectroscópico de lítio.
Por algum tempo, Teide 1 foi o menor objeto conhecido fora doSistema Solar que foi identificado por observação direta. Desde então, mais de 1.800 anãs marrons foram identificadas,[23] até mesmo algumas muito próximas daTerra, comoEpsilon Indi Ba e Bb, um par de anãs marrons ligadas gravitacionalmente a uma estrela parecida com oSol a 12anos-luz do Sol,[24] eLuhman 16, um sistema binário de anãs marrons a 6.5 anos-luz do Sol.
O mecanismo padrão para onascimento deestrelas é através do colapso gravitacional de umanuvem interestelar fria de gás e poeira. À medida que a nuvem se contrai, ela aquece devido aomecanismo 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 daprotoestrela. Para a maioria dasestrelas, a pressão do gás e da radiação gerada pelas reações defusão termonuclear dentro do núcleo da estrela irá apoiá-la contra qualquer contração gravitacional adicional. Oequilíbrio hidrostático é alcançado e a estrela passará a maior parte de sua vida fundindohidrogênio emhélio como uma estrela dasequência principal.
Se, no entanto, a massa inicial[25] da protoestrela for menor que cerca de 0.08 M☉,[26] as reações normais de fusão termonuclear de hidrogênio não irão se inflamar no núcleo. A contração gravitacional não aquece a pequena protoestrela com muita eficiência e, antes que a temperatura no núcleo possa aumentar o suficiente para desencadear a fusão, a densidade atinge o ponto em que oselétrons ficam compactados o suficiente para criar uma pressão quântica de degeneração de elétrons. De acordo com os modelos do interior das anãs marrons, espera-se que as condições típicas no núcleo para densidade, temperatura e pressão sejam as seguintes:
Isso significa que a protoestrela não é massiva o suficiente nem densa o suficiente para atingir as condições necessárias para sustentar a fusão do hidrogênio. A matéria em queda é impedida, pela pressão de degenerescência dos elétrons, de atingir as densidades e pressões necessárias.
A contração gravitacional adicional é evitada e o resultado é uma "estrela falhada", ou anã marrom que simplesmente esfria irradiando sua energia térmica interna. Observe que, em princípio, é possível para uma anã marrom acumular lentamente massa acima do limite de queima de hidrogênio sem iniciar a fusão do hidrogênio. Isso pode acontecer por transferência de massa em um sistema binário de anãs marrons.[25]
Anãs marrons de alta massa versus estrelas de baixa massa
Olítio está geralmente presente em anãs marrons e não emestrelas de baixa massa. As estrelas, que atingem a alta temperatura necessária para fundir ohidrogênio, esgotam rapidamente seu lítio. As estrelas, que atingem a alta temperatura necessária para fundir o hidrogênio, esgotam rapidamente seu lítio. A fusão delítio-7 e umpróton ocorre produzindo dois núcleos dehélio-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 umobjeto subestelar.
O uso delítio para distinguir anãs marrons candidatas deestrelas de baixa massa é comumente referido como oteste de lítio e foi iniciado porRafael Rebolo López, Eduardo Martín e Antonio Magazzu. No entanto, o lítio também é visto em estrelas muito jovens, que ainda não tiveram tempo suficiente para queimar tudo.
Estrelas mais pesadas, como oSol, também podem reter lítio em suas camadas externas, que nunca esquentam o suficiente para fundir o lítio, e cuja camada convectiva não se mistura com o núcleo onde o lítio se esgotaria rapidamente. Essas estrelas maiores são facilmente distinguíveis das anãs marrons por seu tamanho e luminosidade.
Por outro lado, as anãs marrons no limite superior de sua faixa de massa podem ser quentes o suficiente para esgotar seu lítio quando são jovens. Anãs com massa superior a65MJ podem queimar seu lítio quando tiverem meio bilhão de anos,[27] portanto, o teste de lítio não é perfeito.
Ao contrário dasestrelas, as anãs marrons mais velhas às vezes são frias o suficiente para que, durante períodos muito longos, suasatmosferas possam acumular quantidades observáveis demetano que não podem se formar em objetos mais quentes. Anãs confirmadas desta forma incluemGliese 229 Ab.
Asestrelas dasequência principal esfriam, mas eventualmente atingem umaluminosidade bolométrica mínima que podem sustentar através da fusão constante. Isso varia de estrela para estrela, mas geralmente é pelo menos 0.01% doSol. As anãs marrons esfriam e escurecem constantemente ao longo de suas vidas; anãs marrons suficientemente velhas serão muito fracas para serem detectadas.
Achuva de ferro como parte dos processos de convecção atmosférica só é possível em anãs marrons e não em estrelas pequenas. A pesquisa espectroscópica da chuva de ferro ainda está em andamento, mas nem todas as anãs marrons sempre terão essa anomalia atmosférica. Em 2013, umaatmosfera heterogênea contendoferro foi fotografada em torno do componente B no sistemaLuhman 16.[28]
Anãs marrons de baixa massa versus planetas de grande massa
Um conceito artístico da anã marrom em torno da estrelaHD 29587, uma companheira conhecida comoHD 29587 b, e estimada em cerca de 55 vezes amassa de Júpiter
Como asestrelas, 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 osplanetas, terórbitas excêntricas.
As anãs marrons têm aproximadamente o mesmoraio de Júpiter. No limite superior de sua faixa de massa (60-90MJ), o volume de uma anã marrom é governado principalmente pela pressão dedegeneração de elétrons,[29] como nasanãs brancas; na extremidade inferior da faixa (10MJ), seu volume é governado principalmente pelapressão de Coulomb, como nosplanetas. 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 deSaturno até o início da queima dehidrogênio (0.080±0.008 M☉), sugerindo que, dessa perspectiva, as anãs marrons são simplesmente planetas jovianos de alta massa.[30] Isso pode dificultar a distinção entre eles e os planetas.
Além disso, muitas anãs marrons não sofrem fusão; mesmo aqueles no limite superior da faixa de massa (acima de60MJ) esfriam rápido o suficiente para que, após 10 milhões de anos, não sofram maisfusão.
Os espectros deraios-X einfravermelho são sinais reveladores de anãs marrons. Alguns emitem raios-X; e todas as anãs "quentes" continuam a brilhar notavelmente nos espectros vermelho e infravermelho até que esfriem a temperaturas semelhantes às dosplanetas (abaixo de 1.000K).
Osgigantes gasosos têm algumas das características das anãs marrons. Como oSol,Júpiter eSaturno são feitos principalmente dehidrogênio ehélio. Saturno é quase tão grande quanto Júpiter, apesar de ter apenas 30% da massa. Três dosplanetas gigantes doSistema Solar (Júpiter, Saturno eNetuno) emitem muito mais (até cerca de duas vezes) calor do que recebem do Sol.[31][32] Todos os quatro planetas gigantes têm seus próprios sistemas "planetários", na forma de extensos sistemas lunares.
Também é debatido se as anãs marrons seriam mais bem definidas por seu processo de formação do que por limites de massa teóricos baseados em reações defusão nuclear.[4] Sob essa interpretação, as anãs marrons são aqueles objetos que representam os produtos de menor massa do processo deformação estelar, enquanto os planetas são objetos formados em umdisco de acreção ao redor de uma estrela. Acredita-se que os objetos flutuantes mais frios descobertos, como oWISE 0855, bem como os objetos jovens de menor massa conhecidos comoPSO J318.5-22, tenham massas abaixo de13MJ e, como resultado, às vezes são referidos comoobjetos de massa planetária devido à ambiguidade de serem consideradosplanetas órfãos ou anãs marrons. Existem objetos de massa planetária conhecidos por orbitar anãs marrons, como2M1207b,MOA-2007-BLG-192Lb,2MASS J044144b e Oph 98 B.
O ponto de corte de13MJ é uma regra prática, e não algo de significado físico preciso. Objetos maiores queimarão a maior parte de seu deutério e os menores queimarão apenas um pouco, e o valor de 13 vezes amassa de Júpiter está em algum lugar no meio.[34] A quantidade de deutério queimado também depende, em certa medida, da composição do objeto, especificamente da quantidade dehélio e deutério presentes e da fração de elementos mais pesados, que determina a opacidade atmosférica e, portanto, a taxa de resfriamento radiativo.[35]
A partir de 2011, aExtrasolar Planets Encyclopaedia incluiu objetos de até25MJ, dizendo: "O fato de não haver nenhuma característica especial em torno de13MJ no espectro de massa observado reforça a escolha de esquecer esse limite de massa".[36] A partir de 2016, esse limite foi aumentado para60MJ,[37] com base em um estudo das relações massa-densidade.[38]
OExoplanet Data Explorer inclui objetos de até24MJ com o aviso: "A distinção de13MJ pelo Grupo de Trabalho da IAU é fisicamente desmotivada para planetas com núcleos rochosos e observacionalmente problemática devido àambiguidade do pecado".[39] ONASA Exoplanet Archive inclui objetos com uma massa (ou massa mínima) igual ou inferior a30MJ.[40]
Embora as características espectroscópicas possam ajudar a distinguir entreestrelas 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 aestrelas de baixa massa, como2M1101AB. À medida que esfriam, as anãs marrons devem manter uma gama deluminosidades dependendo da massa.[44] 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 dassubanãs marrons, mesmo para estimativas de idade relativamente alta.[45] 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 dadistribuição de energia espectral.[46] 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 ouassociação estelar), que facilitam a obtenção de estimativas de idade. Uma anã marrom muito jovem que foi mais estudada com este método é2M1207 e a companheira2M1207b. Com base na localização,movimento próprio e assinatura espectral, este objeto foi determinado como pertencente àassociação TW Hydrae de ~8 milhões de anos e a massa do secundário foi determinada como estando abaixo do limite de queima dedeutério com8 ± 2MJ.[47] 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 de7,3+2,8 −1,6bilhões de anos. Neste caso, a massa não foi estimada com a idade derivada, mas o co-movimento forneceu uma estimativa precisa da distância, usando aparalaxe da sondaGaia. Usando essa medida, os autores estimaram o raio, que foi usado para estimar a massa da anã marrom como15,4+0,9 −0,8MJ.[48]
Estas são anãs marrons com uma classe espectral de M5.5 ou superior; elas também são chamadas de anãs M tardias. Estas podem ser consideradasanãs vermelhas aos olhos de alguns cientistas. Muitas anãs marrons com classe espectral M são objetos jovens, comoTeide 1.
A característica definidora daclasse espectral M, o tipo mais frio na sequência estelar clássica de longa data, é um espectro óptico dominado por bandas de absorção de moléculas deóxido de titânio(II) (TiO) eóxido de vanádio(II) (VO). No entanto, GD 165B, a companheira fria daanã brancaGD 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, asanãs L, definidas na região óptica vermelha do espectro não por bandas de absorção de óxido de metal (TiO, VO), mas porhidreto de metal bandas de emissão (FeH,CrH,MgH,CaH) e linhas atômicas proeminentes demetais alcalinos (Na,K,Rb,Cs). Em 2013, mais de 900 anãs L foram identificadas,[23] a maioria por levantamentos de campo amplo: o Two Micron All Sky Survey (2MASS),Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) e oSloan Digital Sky Survey (SDSS). Esta classe espectral contém não apenas as anãs marrons, porque asestrelas mais frias dasequência principal acima das anãs marrons (>80MJ) têm a classe espectral L2 a L6.[49]
ComoGD 165B é o protótipo de anãs L,Gliese 229 Ab é o protótipo de uma segunda nova classe espectral, asanãs T. As anãs T são rosa-magenta. Enquanto os espectros deinfravermelho-próximo (NIR) de anãs L mostram fortes bandas de absorção de H2O emonóxido de carbono (CO), o espectro NIR de Gliese 229 Ab é dominado por bandas de absorção demetano (CH4), características que foram encontradas apenas nosplanetas gigantes doSistema Solar eTitã. CH4, H2O e absorção induzida por colisão (CIA) dehidrogênio molecular (H2) dão ao Gliese 229 Ab cores de infravermelho-próximo azuis. Seu espectro óptico vermelho inclinado também carece das bandasFeH eCrH que caracterizam as anãs L e, em vez disso, é influenciado por recursos de absorção excepcionalmente amplos dosmetais alcalinosNa eK. Essas diferenças levaramJ. Davy Kirkpatrick a propor a classe espectral T para objetos exibindo absorção de CH4 nas bandas H e K. A partir de 2013, 355 anãs T são conhecidas.[23] Esquemas de classificação NIR para anãs T foram recentemente desenvolvidos por Adam Burgasser e Tom Geballe. A teoria sugere que as anãs L são uma mistura deestrelas de massa muito baixa eobjetos subestelares (anãs marrons), enquanto a classe das anãs T é composta inteiramente de anãs marrons. Devido à absorção desódio epotássio na parte verde do espectro das anãs T, estima-se que a aparência real das anãs T para a percepção visual humana não seja marrom, masmagenta.[50][51] Anãs marrons da classe T, comoWISE 0316+4307, foram detectadas a mais de 100anos-luz doSol.
Em 2009, as anãs marrons mais frias conhecidas estimaram temperaturas efetivas entre 500 e 600K (227-327°C) e foram atribuídas àclasse espectral T9. Três exemplos são as anãs marronsCFBDS J005910.90–011401.3,ULAS J133553.45+113005.2 eULAS J003402.77−005206.7.[52] Os espectros desses objetos têm picos de absorção em torno de 1.55 micrômetros.[52] Delormeet ai. sugeriram que essa característica se deve à absorção deamônia e que isso deveria ser interpretado como uma indicação da transição T-Y, tornando esses objetos de classe Y0.[52][53] No entanto, é difícil distinguir a característica da absorção porágua emetano,[52] e outros autores afirmaram que a atribuição de classe Y0 é prematura.[54]
Em abril de 2010, duas subanãs marrons ultrafrias recém-descobertas (UGPS 0722-05 e SDWFS 1433+35) foram propostas como protótipos para a classe espectral Y0.[55]
Em fevereiro de 2011, Luhmanet al. relataram a descoberta deWD 0806-661B, uma anã marrom companheira de umaanã branca próxima com uma temperatura de c. 300 K (27 °C) e massa de7MJ.[56] Embora de massa planetária, Rodriguezet al. sugerem que é improvável que tenha se formado da mesma maneira que osplanetas.[57]
Pouco tempo depois, Liuet al. publicou um relato de uma anã marrom "muito fria" (c. 370 K (97 °C)) orbitando outra anã marrom de massa muito baixa e observou que "Dada sua baixaluminosidade, cores atípicas e temperatura fria,CFBDS J1458+10B é um candidato promissor para a hipotética classe espectral Y."[58]
Em agosto de 2011, cientistas usando dados doWide-field Infrared Survey Explorer (WISE) daNASA descobriram seis objetos que eles classificaram como anãs Y com temperaturas de até 298 K (25 °C).[59][60]
Dados do WISE revelaram centenas de novas anãs marrons. Destes, 14 são classificados como classe Y.[23] Uma das anãs Y, chamadaWISE 1828+2650, era, em agosto de 2011, a detentora do recorde de anã marrom mais fria, não emitindo nenhuma luz visível, esse tipo de objeto se assemelha mais aplanetas órfãos do que aestrelas. WISE 1828+2650 foi inicialmente estimado para ter uma temperatura atmosférica mais baixa que 300 K (27 °C).[61] Desde então, sua temperatura foi revisada e estimativas mais recentes a colocam na faixa de 250 a 400 K (-23 a 127 °C).[62]
Em abril de 2014, o WISE 0855-0714 foi anunciado com um perfil de temperatura estimado em torno de 225 a 260 K (−48 a −13 °C) e uma massa de3 a 10MJ.[63] Também era incomum que suaparalaxe observada significasse uma distância próxima a7.2 ± 0.7anos-luz doSistema Solar.
O catálogo CatWISE combina a pesquisa WISE eNEOWISE da NASA.[64] Ele expande o número de fontes fracas e, portanto, é usado para encontrar as anãs marrons mais fracas, incluindo as anãs Y. Dezessete candidatos a anãs Y foram descobertas pelos pesquisadores do CatWISE. A cor inicial com oTelescópio Espacial Spitzer indicou que CW1446 é uma das anãs Y mais vermelhas e frias.[65] Dados adicionais do Spitzer mostraram que CW1446 é a quinta anã marrom mais vermelha com uma temperatura de cerca de 310 a 360 K (37–87 °C) a uma distância de cerca de 10parsec.[45]
Uma pesquisa no catálogo CatWISE em 2019 revelou CWISEP J1935-1546, uma das anãs marrons mais frias com uma temperatura estimada de 270 a 360 K (-3 a 87 °C).[66]
Principais vias químicas que ligammonóxido de carbono emetano. Os radicais de vida curta são marcados com um ponto. Adotado de Zahnle & Marley[68]
Naatmosfera dominada porhidrogênio das anãs marrons, existe umequilíbrio químico entre omonóxido de carbono e ometano. O monóxido de carbono reage com moléculas de hidrogênio e forma metano ehidroxila nesta reação. O radical hidroxila pode posteriormente reagir com o hidrogênio e formar moléculas de água. Na outra direção da reação, o metano reage com o hidroxila e forma monóxido de carbono e hidrogênio. A reação química é inclinada para o monóxido de carbono em temperaturas mais altas (anãs-L) e pressão mais baixa. Em temperaturas mais baixas (anãs-T) e pressão mais alta, a reação é inclinada para o metano e o metano predomina no limite T/Y. A mistura vertical da atmosfera pode, no entanto, fazer com que o metano afunde nas camadas inferiores da atmosfera e o monóxido de carbono suba dessas camadas inferiores e mais quentes. O monóxido de carbono é lento para reagir de volta ao metano por causa de uma barreira de energia que impede a quebra dasligações C-O. Isso força a atmosfera observável de uma anã marrom a estar em um desequilíbrio químico. A transição L/T é definida principalmente com a transição de uma atmosfera dominada por monóxido de carbono nas anãs L para uma atmosfera dominada por metano nas anãs T. A quantidade de mistura vertical pode, portanto, empurrar a transição L/T para temperaturas mais baixas ou mais altas. Isso se torna importante para objetos com gravidade superficial modesta e atmosferas extensas, comoexoplanetas gigantes. Isso empurra a transição L/T para temperaturas mais baixas para exoplanetas gigantes. Para anãs marrons, essa transição ocorre por volta de 1200K. O exoplanetaHR 8799 c, por outro lado, não apresenta metano, embora tenha uma temperatura de 1100K.[68]
A transição entre as anãs T/Y é geralmente definida em torno de 500 K devido à falta de observações espectrais desses objetos frios e fracos.[69] Observações futuras comTelescópio Espacial James Webb eExtremely Large Telescope podem melhorar a amostra de anãs Y com espectros observados. As anãs Y são dominadas por características espectrais profundas de metano, vapor de água e possivelmente características de absorção deamônia egelo de água.[69] Mistura vertical, nuvens,metalicidade,fotoquímica,raios, choques de impacto ecatalisadores metálicos podem influenciar a temperatura na qual ocorre a transição L/T e T/Y.[68]
Este sufixo (por exemplo, L2pec) significa "peculiar".[70]
sd
Este prefixo (por exemplo, sdL0) significasubanã e indica uma baixametalicidade e cor azul.[71]
β
Objetos com o sufixo beta (β) (por exemplo, L4β) têm uma gravidade superficial intermediária.[72]
γ
Objetos com o sufixo gama (γ) (por exemplo, L5γ) têm uma gravidade de superfície baixa.[72]
red
O sufixo vermelho (por exemplo, L0red) indica objetos sem sinais de juventude, mas com alto teor de poeira.[73]
blue
O sufixo azul (por exemplo, L3blue) indica cores incomuns doinfravermelho-próximo azul para anãs L sem baixa metalicidade óbvia.[74]
Anãs marrons jovens têmgravidades de superfície baixas porque têm raios maiores e massas menores em comparação com asestrelas de campo de tipo espectral semelhante. Essas fontes são marcadas por uma letra beta (β) para gravidade superficial intermediária e gama (γ) para gravidade superficial baixa. A indicação de baixa gravidade superficial são as linhas fracas deCaH,K I eNa I, bem como a forte linha de VO.[72] Alfa (α) significa gravidade de superfície normal e geralmente é descartado. Às vezes, uma gravidade superficial extremamente baixa é denotada por um delta (δ).[74] O sufixo "pec" significa peculiar. O sufixo peculiar ainda é usado para outras feições incomuns e resume diferentes propriedades, indicativas de baixa gravidade superficial,subanãs e binárias não resolvidas.[75] O prefixo sd significa subanã e inclui apenas subanãs legais. Este prefixo indica uma baixametalicidade e propriedades cinemáticas que são mais semelhantes às estrelas dohalo do que às estrelas dedisco.[71] Subanãs parecem mais azuis do que objetos de disco.[76] O sufixo vermelho descreve objetos com cor vermelha, mas de idade mais avançada. Isso não é interpretado como baixa gravidade superficial, mas como alto teor de poeira.[73][74] O sufixo azul descreve objetos com cores azuis doinfravermelho-próximo que não podem ser explicadas com baixa metalicidade. Alguns são explicados como binários L+T, outros não são binários, como2MASS J11263991−5003550 e são explicados com nuvens finas e/ou de granulação grande.[74]
Propriedades espectrais e atmosféricas de anãs marrons
Concepção artística da estrutura interior de uma anã marrom. Camadas de nuvens em certas profundidades são deslocadas como resultado da mudança de camada.
A maioria do fluxo emitido pelas anãs L e T está na faixa doinfravermelho-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 emetalicidade. 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 750K.[50] Em comparação com asestrelas, 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).[78]
Observações de candidatas conhecidas a anãs marrons revelaram um padrão de brilho e escurecimento das emissões infravermelhas que sugere padrões de nuvens relativamente frias e opacas que obscurecem um interior quente agitado por ventos extremos. Acredita-se que o clima nesses corpos seja extremamente forte, comparável, mas muito superior, às famosas tempestades deJúpiter.
Em 8 de janeiro de 2013, astrônomos usando os telescópios espaciaisHubble eSpitzer daNASA sondaram a atmosfera tempestuosa de uma anã marrom chamada2MASS J22282889–4310262, criando o "mapa meteorológico" mais detalhado de uma anã marrom até agora. Mostra nuvens do tamanho deplanetas impulsionadas pelo vento. A nova pesquisa é um trampolim para uma melhor compreensão não apenas das anãs marrons, mas também das atmosferas dos planetas além doSistema Solar.[79]
Em abril de 2020, cientistas relataram velocidades de vento de +650 ± 310 metros por segundo (até 2.333 km/h) na anã marrom próxima2MASS J10475385+2124234. Para calcular as medições, os cientistas compararam o movimento rotacional das características atmosféricas, conforme determinado pelas mudanças de brilho, contra a rotação eletromagnética gerada pelo interior da anã marrom. Os resultados confirmaram as previsões anteriores de que as anãs marrons teriam ventos fortes. Os cientistas esperam que esse método de comparação possa ser usado para explorar a dinâmica atmosférica de outras anãs marrons eexoplanetas.[80]
Coronógrafos foram usados recentemente para detectar objetos fracos orbitandoestrelas visíveis brilhantes, incluindoGliese 229 Ab.
Telescópios sensíveis equipados com dispositivos de carga acoplada (CCDs) têm sido usados para pesquisaraglomerados de estrelas distantes em busca de objetos fracos, incluindo oTeide 1.
Pesquisas de campo profundo identificaram objetos fracos individuais, comoKelu-1 (30anos-luz de distância).
As anãs marrons são frequentemente descobertas em pesquisas para descobrirexoplanetas. Osmétodos de detecção de exoplanetas também funcionam para anãs marrons, embora as anãs marrons sejam muito mais fáceis de detectar.
Anãs marrons podem ser poderosos emissores de emissão de rádio devido a seus fortescampos magnéticos. Programas de observação noObservatório de Arecibo e noVery Large Array detectaram mais de uma dúzia desses objetos, também chamados deanãs ultrafrias porque compartilham propriedades magnéticas comuns com outros objetos dessa classe.[81] A detecção de emissão de rádio de anãs marrons permite que suas intensidades de campo magnético sejam medidas diretamente.
1998: Primeira anã marrom emissora deraios-X encontrada. Cha Halpha 1, um objeto M8 na nuvem escuraCamaleão I, é considerado uma fonte de raios-X, semelhante a estrelas convectivas de tipo tardio.
27 de julho de 2000: primeira emissão de rádio (em erupção e quiescência) detectada de uma anã marrom. Uma equipe de estudantes doVery Large Array detectou uma emissão do LP 944-20.[83]
30 de abril de 2004: Primeira detecção de umexoplaneta candidato em torno de uma anã marrom:2M1207b descoberto com oVery Large Telescope (VLT) e o primeiro exoplaneta diretamente fotografado.[84]
20 de março de 2013: Descoberta do sistema anã marrom mais próximo:Luhman 16.[85]
25 de abril de 2014: Descoberta a anã marrom mais fria conhecida.WISE 0855−0714 está a 7.2 anos-luz de distância (sétimo sistema mais próximo doSol) e tem uma temperatura entre −48 e −13°C.[63]
imagem doChandra deLP 944-20 antes da erupção e durante a erupção
Erupções deraios-X detectadas em anãs marrons desde 1999 sugerem mudanças noscampos magnéticos dentro delas, semelhantes aos dasestrelas de massa muito baixa.
Sem uma forte fonte central deenergia 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, aconvecção cria condições para o desenvolvimento de um forte campo magnético emaranhado perto da superfície. A erupção observada porChandra deLP 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 umraio. 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 2.800K e se torna eletricamente neutra.
Usando o Observatório de raios-X Chandra daNASA, os cientistas detectaram raios-X de uma anã marrom de baixa massa em um sistema estelar múltiplo.[86] Esta é a primeira vez que uma anã marrom tão próxima de sua(s) estrela(s)-mãe (estrelas semelhantes aoSol TWA 5A) foi resolvida em raios-X.[86] "Nossos dados do Chandra mostram que os raios-X se originam do plasma coronal da anã marrom, que tem cerca de 3 milhões de graus Celsius", disse Yohko Tsuboi, daUniversidade Chuo, emTóquio,Japão.[86] "Esta anã marrom é tão brilhante quanto o Sol hoje em raios-X, enquanto é 50 vezes menos massiva que o Sol", disse Tsuboi.[86] "Esta observação, portanto, levanta a possibilidade de que mesmoplanetas massivos possam emitir raios-X por si mesmos durante sua juventude!"[86]
A primeira anã marrom descoberta a emitir sinais de rádio foi aLP 944-20, que foi observada com base em sua emissão deraios-X. Aproximadamente 5 a 10% das anãs marrons parecem tercampos magnéticos fortes e emitem ondas de rádio, e pode haver até 40 anãs marrons magnéticas dentro de 81.5anos-luz doSol com base na modelagem deMonte Carlo e sua densidade espacial média.[87] O poder das emissões de rádio das anãs marrons é aproximadamente constante, apesar das variações em suas temperaturas.[81] As anãs marrons podem manter campos magnéticos de até 6kG de força.[88] Os astrônomos estimaram que asmagnetosferas das anãs marrons abrangem uma altitude de aproximadamente 107 m, dadas as propriedades de suas emissões de rádio.[89] Não se sabe se as emissões de rádio das anãs marrons se assemelham mais às deplanetas ouestrelas. 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 aociclo solar.[90]
Uma visualização representando um mapa tridimensional de anãs marrons (pontos vermelhos) que foram descobertas a 65anos-luz doSol[91]
As estimativas das populações de anãs marrons na vizinhança solar sugerem que pode haver até 6estrelas para cada anã marrom.[92] Uma estimativa mais recente de 2017 usando o jovemaglomerado estelarRCW 38 concluiu que aVia Láctea contém entre 25 e 100 bilhões de anãs marrons.[93] (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, oTelescópio Espacial Spitzer daNASA monitorou variações de brilhoinfravermelho em anãs marrons causadas por nuvens de espessura variável. As observações revelaram ondas de grande escala se propagando nasatmosferas de anãs marrons (semelhante à atmosfera deNetuno e outrosplanetas gigantes doSistema Solar). Essas ondas atmosféricas modulam a espessura das nuvens e se propagam com diferentes velocidades (provavelmente devido à rotação diferencial).[94]
Em agosto de 2020, os astrônomos descobriram 95 anãs marrons perto doSol por meio do projetoBackyard Worlds: Planet 9.[95]
Imagens de várias épocas de anãs marrons binárias tiradas com oTelescópio Espacial Hubble. A bináriaLuhman 16 AB (à esquerda) está mais próximo doSistema Solar do que os outros exemplos mostrados aqui
As anãs marrons binárias de classe M, L e T são menos comuns com uma massa menor do primário.[96] As anãs L têm uma fração binária de cerca de24+6 −2% e a fração binária para as anãs tardias e Y iniciais (T5-Y0) é de cerca de 8±6%.[97]
Os binários de anãs marrons têm uma proporção maior de companheiro para hospedeiro para binários de menor massa. Binários com uma estrela de classe M como primária têm, por exemplo, uma ampla distribuição de 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 3-30unidades 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 umadistribuição log-normal com uma separação de pico de cerca de 2.9 UA.[97]
Um exemplo é a anã marrom mais próxima bináriaLuhman 16 AB com uma anã primária L7.5 e uma separação de 3.5 UA e q=0.85. A separação está na extremidade inferior da separação esperada para anãs marrons de classe M-L, mas a proporção de massa é típica.
Não se sabe se a mesma tendência continua com as anãs Y, porque seu tamanho de amostra é muito pequeno. As binárias das anãs Y+Y devem ter uma alta razão de massa e uma baixa separação, atingindo escalas menores que uma UA.[98] A anã Y+YWISE J0336−0143 foi recentemente confirmada como uma binária com oTelescópio Espacial James Webb e tem uma razão de massa de q=0.62±0.05 e uma separação de 0.97 UA. Os pesquisadores apontam que o tamanho da amostra de anãs marrons binárias de baixa massa é pequeno demais para determinar se o WISE J0336−0143 é um representante típico de binárias de baixa massa ou um sistema peculiar.[99]
Observações daórbita de sistemas binários contendo anãs marrons podem ser usadas para medir a massa da anã marrom. No caso de2MASSW J0746425+2000321, o secundário pesa 6% damassa solar. Esta medição é chamada de massa dinâmica.[100][101] O sistema anã marrom mais próximo doSistema Solar é o binário Luhman 16. Tentou-se procurarplanetas em torno deste sistema com um método semelhante, mas nenhum foi encontrado.[102]
O amplo sistema binário2M1101AB foi o primeiro binário com uma separação maior que 20unidades 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.[103] 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 queimarhidrogênio.[104]
Mais recentemente, o amplo binárioW2150AB foi descoberto. Tem uma proporção de massa eenergia de ligação semelhantes a 2M1101AB, mas uma idade maior e está localizado em uma região diferente dagaláxia. 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 seuaglomerado estelar natal. O binário também pertence a alguns binários L+T que podem ser facilmente resolvidos por observatórios terrestres. Os outros dois sãoSDSS J1416+13AB eLuhman 16.[105]
Existem outros sistemas binários interessantes, como o sistema binário de anã marrom eclipsante2MASS J05352184–0546085.[106] Estudos fotométricos deste sistema revelaram que a anã marrom menos massiva do sistema é mais quente que sua companheira de maior massa.[107]
Um exemplo de uma estrela anã marrom binária é a primeira anã T Gliese 229 B descoberta, que orbita em torno da estrela dasequência principalGliese 229 A, umaanã vermelha. Anãs marrons orbitandosubgigantes também são conhecidas, comoTOI-1994b, que orbita sua estrela a cada 4.03 dias.[109]
Também há desacordo se algumas anãs marrons de baixa massa devem ser consideradas planetas. ONASA Exoplanet Archive inclui anãs marrons com uma massa mínima menor ou igual a 30massas de Júpiter como planetas, desde que outros critérios sejam cumpridos (por exemplo, orbitando uma estrela).[110] O Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) daUnião Astronômica Internacional, por outro lado, considera apenas planetas com massa inferior a 13 massas de Júpiter.[111]
Anãs marrons ao redor deanãs brancas são bastante raras.GD 165 B, o protótipo de anã L, é um desses sistemas.[112] 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 sãoCOCONUTS-1 AB (7 bilhões de anos),[48]LSPM J0055+5948 AB (10 bilhões de anos),[113]SDSS J22255+0016 AB (2 bilhões de anos)[114] eWD 0806-661 AB (1.5 a 2.7 bilhões de anos).[115]
Sistemas com anãs marrons combloqueio de maré orbitando em torno de anãs brancas pertencem aosbinários pós-envelope comuns ou PCEB. Apenas 8 PCEBs confirmados contendo uma anã branca com uma companheira anã marrom são conhecidos, incluindoWD 0137−349 AB. Na história passada dessas binárias anãs brancas e anãs marrons, a anã marrom é engolfada pelaestrela nafase de gigante vermelha. As anãs marrons com massa inferior a 20massas de Júpiterevaporariam durante o engolfamento.[116][117] A escassez de anãs marrons orbitando perto de anãs brancas pode ser comparada com observações semelhantes de anãs marrons em torno de estrelas dasequência principal, descritas como odeserto de anãs marrons.[118][119] O PCEB pode evoluir para uma estrelavariável cataclísmica (CV*) com a anã marrom como doadora[120] e no último estágio do sistema o binário pode se fundir. A novaCK Vulpeculae pode ser o resultado de uma fusão entre anãs brancas e anãs marrons.[121][122]
Descobriu-se que osdiscos 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.[123] Dada a pequena massa dos discos anãs marrons, a maioria dosplanetas serãoplanetas terrestres em vez degigantes gasosos.[127] 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 paradetecção por trânsito.[128] 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.[127]
A anã marrom Cha 110913-773444, localizada a 500 anos-luz de distância naconstelação deChamaeleon, pode estar em processo de formação de umsistema planetário em miniatura.Astrônomos daUniversidade Estadual da Pensilvânia,Estados Unidos detectaram o que acreditam ser um disco de gás e poeira semelhante ao que supostamente formou oSistema Solar. Cha 110913-773444 é a menor anã marrom encontrada até hoje (8MJ) e, se formou um sistema planetário, seria o menor objeto conhecido a ter um.[129]
Concepção artística de um disco de poeira e gás em torno de uma anã marrom[130]
Os objetos de massa planetáriasuperjúpiter2M1207b,2MASS J044144 e Oph 98 B que estão orbitando anãs marrons em grandes distâncias orbitais podem ter se formado porcolapso de nuvens em vez de acreção e, portanto, podem sersubanãs marrons em vez deplanetas, 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 atécnica de velocidade radial abriu caminho para a detecção de planetas em torno de anãs marrons em órbitas de algumasUA ou menores.[131][132] 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 umaestrela binária. Então, em 2008, o primeiro companheiro de massa planetária em umaórbita relativamente pequena (MOA-2007-BLG-192Lb) foi descoberto orbitando uma anã marrom.[133]
Um estudo de 2017, baseado em observações com oTelescópio Espacial Spitzer, estima que 175 anãs marrons precisam ser monitoradas para garantir (95%) pelo menos uma detecção de um planeta.[135]
A habitabilidade deplanetas hipotéticos orbitando anãs marrons foi estudada. Os modelos de computador que sugerem as condições para que esses corpos tenhamplanetas habitáveis são muito rigorosos, sendo azona habitável estreita, próxima (anã T 0.005UA) e diminuindo com o tempo, devido ao resfriamento da anã marrom (elas se fundem por no máximo 10 milhões de anos). Asórbitas teriam que ser deexcentricidade extremamente baixa (da ordem de 10 elevado a menos 6) para evitar fortesforças de maré que desencadeariam umefeito estufa descontrolado nos planetas, tornando-os inabitáveis. Também não haveriasatélites naturais.[136]
Em 1984, foi postulado por algunsastrônomos que oSol pode ser orbitado por uma anã marrom não detectada (às vezes chamada deNêmesis) que poderia interagir com anuvem de Oort assim como asestrelas passageiras. No entanto, esta hipótese caiu em desuso.[137]
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![Concepção artística de uma anã marrom[153]](/mt/?noimg=&dark=on&url=https%3a%2f%2fpt.wikipedia.org%2fwiki%2fFicheiro%3aBrownDwarf-Illustration.jpg)
