Astronomia

Qual é o maior tamanho possível para uma anã marrom?

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Qual é o maior tamanho possível para uma anã marrom antes de ter massa suficiente, capaz de fusão sustentada, tornando-se uma estrela?


eu pensar o que você está perguntando é qual é o raio de um objeto que tem a massa máxima para ser classificado como uma anã marrom?

O limite de massa para isso é de cerca de $ 0,075 M _ { odot} $. O limite é um pouco confuso - ainda há algum fusão do hidrogênio, mas não o suficiente para produzir a luminosidade do objeto), também depende ligeiramente da composição química do objeto.

No entanto, o fato de que você ainda pode ver (com um telescópio!) Anãs marrons levanta um problema mais fundamental com sua pergunta. Sua luminosidade vem da energia potencial gravitacional; eles estão se contraindo o tempo todo.

Então você só pode perguntar qual é o raio da anã marrom mais massiva em uma determinada idade?

A mais velha (cerca de 10 bilhões de anos, embora não haja uma boa maneira de estimar a idade de uma anã marrom no campo, ou medir sua massa), a mais maciça de uma anã marrom deve ter aproximadamente o tamanho de Júpiter. Uma anã marrom semelhante em uma região de formação de estrelas, nascida há alguns milhões de anos, deve ser várias vezes maior.

O gráfico abaixo (de Nelson, Rappaport & Joss 1986 - modelos mais novos estão disponíveis, mas mostram o mesmo comportamento) mostra o raio de objetos subestelares em função do tempo. O platô nos primeiros tempos é causado pela fusão de Deutério em um objeto mais massivo do que cerca de $ 0,012M _ { odot} $.


Em um curioso caso para astrônomos, uma anã marrom desaparece

Os cientistas treinaram um dos maiores telescópios do mundo na estrela e não encontraram nada.

Os astrônomos estão tentando desvendar um novo caso estranho: o mistério da estrela anã desaparecida.

Usando um dos maiores telescópios do mundo, o Very Large Telescope do ESO no Chile, os pesquisadores estavam em busca do que haviam previsto ser uma anã marrom, apenas para descobrir que o objeto estava longe de ser encontrado.

Anãs marrons são objetos frios e obscuros que na verdade se parecem mais com planetas do que com estrelas. (Relacionado: "Dimmest Stars in Universe Spotted?")

Embora exalem calor e tenham propriedades químicas semelhantes às de estrelas comuns como o nosso Sol, esses objetos estranhos são freqüentemente chamados de "estrelas que falharam" porque não têm massa suficiente para inflamar reações termonucleares em seus núcleos. (Consulte "Encontrada a estrela mais fria - não mais quente que o café fresco".)

Nesse caso, o anão em questão estava orbitando um sistema de estrelas duplas chamado V471 Tauri na constelação de Touro, o Touro, a cerca de 163 anos-luz da Terra. As duas estrelas orbitam uma à outra a cada 12 horas, causando quedas no brilho do par a cada seis horas, conforme uma estrela passa na frente da outra.

Quando os astrônomos cronometraram com precisão as quedas de luz criadas pelas órbitas das estrelas, eles descobriram que o tempo nem sempre estava dentro do prazo. A única explicação parecia ser que uma anã marrom em órbita estava puxando as estrelas gravitacionalmente, alterando ligeiramente o tempo.

Para procurar o anão, os cientistas treinaram um telescópio gigante no sistema estelar binário usando um novo sistema de câmeras poderoso chamado SPHERE, projetado para obter imagens diretas de planetas ao redor de estrelas distantes.

Para sua surpresa, eles não viram nada onde a anã marrom estava prevista.

Isso manda os astrônomos de volta à prancheta.

"É assim que a ciência funciona", disse Adam Hardy, autor principal do novo estudo publicado esta semana no Astrophysical Journal Letters. "As observações com a nova tecnologia podem confirmar ou, como neste caso, refutar as ideias anteriores."

Embora a anã marrom no centro deste mistério esteja faltando, seu aglomerado doméstico passa a ser um dos maiores e mais brilhantes objetos do céu profundo visíveis no céu noturno.

Essa dispersão de estrelas é conhecida coletivamente como o aglomerado Hyades, em homenagem às irmãs gregas míticas que trazem a chuva.


Em um primeiro momento, a NASA mede a velocidade do vento em uma anã marrom

Pela primeira vez, os cientistas mediram diretamente a velocidade do vento em uma anã marrom, um objeto maior do que Júpiter (o maior planeta em nosso sistema solar), mas não suficientemente massivo para se tornar uma estrela. Para alcançar a descoberta, eles usaram um novo método que também poderia ser aplicado para aprender sobre as atmosferas de planetas dominados por gás fora do nosso sistema solar.

Descrito em um artigo no jornal Ciência, o trabalho combina observações de um grupo de radiotelescópios com dados do recém-aposentado observatório infravermelho da NASA, o Telescópio Espacial Spitzer, administrado pelo Laboratório de Propulsão a Jato da agência no sul da Califórnia.

Oficialmente chamada de 2MASS J10475385 + 2124234, o alvo do novo estudo foi uma anã marrom localizada a 32 anos-luz da Terra - a poucos passos de distância, cosmicamente falando. Os pesquisadores detectaram ventos movendo-se ao redor do planeta a 1.425 mph (2.293 km / h). Para efeito de comparação, a atmosfera de Netuno apresenta os ventos mais rápidos do sistema solar, que sopram a mais de 1.200 mph (cerca de 2.000 km / h).

Medir a velocidade do vento na Terra significa cronometrar o movimento de nossa atmosfera gasosa em relação à superfície sólida do planeta. Mas as anãs marrons são compostas quase inteiramente de gás, então "vento" se refere a algo ligeiramente diferente. As camadas superiores de uma anã marrom são onde porções do gás podem se mover independentemente. Em certa profundidade, a pressão torna-se tão intensa que o gás se comporta como uma única bola sólida que é considerada o interior do objeto. À medida que o interior gira, ele puxa as camadas superiores - a atmosfera - para que as duas fiquem quase sincronizadas.

Em seu estudo, os pesquisadores mediram a ligeira diferença na velocidade da atmosfera da anã marrom em relação ao seu interior. Com uma temperatura atmosférica de mais de 1.100 graus Fahrenheit (600 graus Celsius), esta anã marrom em particular irradia uma quantidade substancial de luz infravermelha. Juntamente com sua proximidade com a Terra, essa característica tornou possível para o Spitzer detectar características na atmosfera da anã marrom conforme elas giram para dentro e para fora de vista. A equipe usou esses recursos para cronometrar a velocidade de rotação atmosférica.

Para determinar a velocidade do interior, eles se concentraram no campo magnético da anã marrom. Uma descoberta relativamente recente descobriu que o interior das anãs marrons gera fortes campos magnéticos. Conforme a anã marrom gira, o campo magnético acelera partículas carregadas que, por sua vez, produzem ondas de rádio, que os pesquisadores detectaram com os radiotelescópios no Karl G. Jansky Very Large Array no Novo México.

Atmosferas Planetárias

O novo estudo é o primeiro a demonstrar este método comparativo para medir a velocidade do vento em uma anã marrom. Para medir sua precisão, o grupo testou a técnica usando infravermelho e observações de rádio de Júpiter, que também é composto principalmente de gás e tem uma estrutura física semelhante a uma pequena anã marrom. A equipe comparou as taxas de rotação da atmosfera e do interior de Júpiter usando dados semelhantes aos que foram capazes de coletar para a anã marrom, muito mais distante. Eles então confirmaram seu cálculo para a velocidade do vento de Júpiter usando dados mais detalhados coletados por sondas que estudaram Júpiter de perto, demonstrando assim que sua abordagem para a anã marrom funcionou.

Os cientistas já usaram o Spitzer para inferir a presença de ventos em exoplanetas e anãs marrons com base nas variações no brilho de suas atmosferas na luz infravermelha. E dados do Pesquisador de Planetas de Velocidade Radial de Alta Precisão (HARPS) - um instrumento do telescópio La Silla do Observatório Europeu do Sul, no Chile - foram usados ​​para fazer uma medição direta da velocidade do vento em um planeta distante.

Mas o novo artigo representa a primeira vez que os cientistas compararam diretamente a velocidade atmosférica com a velocidade do interior de uma anã marrom. O método empregado pode ser aplicado a outras anãs marrons ou a grandes planetas se as condições forem adequadas, de acordo com os autores.

"Achamos que esta técnica pode ser realmente valiosa para fornecer uma visão sobre a dinâmica das atmosferas de exoplanetas", disse a autora principal Katelyn Allers, professora associada de física e astronomia da Universidade Bucknell em Lewisburg, Pensilvânia. "O que é realmente empolgante é poder aprender sobre como a química, a dinâmica atmosférica e o ambiente ao redor de um objeto estão interconectados, e a perspectiva de obter uma visão realmente abrangente desses mundos."

O Telescópio Espacial Spitzer foi desativado em 30 de janeiro de 2020, após mais de 16 anos no espaço. O JPL gerenciou as operações da missão Spitzer para o Diretório de Missão Científica da NASA em Washington. Os dados científicos do Spitzer continuam a ser analisados ​​pela comunidade científica por meio do arquivo de dados do Spitzer localizado no Infrared Science Archive alojado no IPAC em Caltech. As operações científicas foram conduzidas no Spitzer Science Center no IPAC em Caltech em Pasadena. As operações da espaçonave foram baseadas no Lockheed Martin Space em Littleton, Colorado. O Caltech gerencia o JPL para a NASA.


Astrônomos capturam uma imagem direta de uma anã marrom

O campo da fotografia de exoplanetas está apenas começando, com astrônomos de todo o mundo se esforçando para capturar imagens nítidas dos mais de 4.000 exoplanetas descobertos até agora. Alguns desses exoplanetas são mais interessantes para imagens e pesquisas do que outros. Esse é certamente o caso de um tipo de exoplaneta chamado anã marrom. E agora os cientistas capturaram a primeira imagem exatamente desse tipo de exoplaneta.

As anãs marrons são & # 8220 objetos subestelares & # 8221 & # 8211 elas não têm massa suficiente para desencadear a fusão nuclear em seu núcleo e, portanto, não foram capazes de se tornar uma estrela real, mas são muito mais massivas do que qualquer planeta tradicional. Aquele fotografado por uma equipe de astrônomos no Telescópio Subaru e no observatório W. M. Keck em Manuakea tem uma massa 46 vezes a de Júpiter.

Esta anã marrom em particular é interessante por outras razões além do seu tamanho. O principal interesse é seu caminho orbital e o sistema estelar em que reside. O sistema planetário em que reside é conhecido como HD 33632. A estrela em HD 33632 é uma estrela da sequência principal, em muitos aspectos semelhante ao nosso sol. A anã marrom, agora nomeada muito criativamente como HD 33632Ab, orbita ao redor da estrela a uma distância de cerca de 20 UAs (aproximadamente a distância de Mercúrio a Plutão).

Essa distância solar combinada com as semelhanças entre a estrela de HD 33632 e nosso sol tornam a existência de uma anã marrom nesse sistema altamente informativa para modelos que prevêem como esses sistemas podem ser formados. A imagem que os cientistas capturaram também fornece pontos de dados valiosos para a análise de outros exoplanetas capturados diretamente. Há uma chance de que a atmosfera do HD 33632Ab contenha monóxido de carbono e água, tornando-o um barômetro útil para comparar outras atmosferas de exoplanetas.

Nossa capacidade de ver qualquer atmosfera de exoplaneta e # 8217s, mesmo uma tão grande quanto HD 33632Ab, se deve aos avanços em óptica adaptativa e sistemas de imagem infravermelho próximo. Esses sistemas nos observatórios Subaru e Keck se juntaram para capturar esta imagem única. A Subaru aproveitou seu sistema de caça de exoplanetas SCExAO / CHARIS, enquanto Keck contribuiu com imagens de uma câmera de infravermelho próximo chamada NIRC-2. Esses instrumentos combinados resultaram em uma imagem muito mais claramente definida do que seria possível com apenas um dos observatórios.

Gráfico que descreve os tamanhos das anãs marrons em comparação com planetas e estrelas.
Crédito: NASA

Essa descoberta certamente não será a última aplicação dessa combinação de poderosas tecnologias de imagem de exoplanetas. Nem será o último exoplaneta, ou anã marrom, que nós, como espécie, iremos imaginar diretamente. Mas, à medida que essas imagens começam a aparecer, o que começaremos a encontrar se tornará cada vez mais fascinante à medida que começarmos a dar uma olhada nesses mundos recém-descobertos.

Imagem principal: imagem direta do sistema estelar HD 33632, incluindo a anã marrom à direita da tela.
Crédito: Observatório W. M. Keck


Conteúdo

Edite de 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, [9] uma classificação para objetos escuros subestelares flutuando livremente no espaço que não eram maciços o suficiente para sustentar a fusão de hidrogênio. No entanto: (a) o termo anã negra já estava em uso para se referir a uma anã branca fria (b) as anãs vermelhas fundem hidrogênio e (c) esses objetos podem ser luminosos em comprimentos de onda visíveis no início de suas vidas. Por causa disso, nomes alternativos para esses objetos foram propostos, incluindo planetar [ verificar Ortografia ] e substar. Em 1975, Jill Tarter sugeriu o termo "anã marrom", usando "marrom" como cor aproximada. [6] [10] [11]

O termo "anã negra" ainda se refere a uma anã branca que esfriou a ponto de não emitir mais uma quantidade significativa de luz. No entanto, calcula-se que o tempo necessário para que até mesmo a anã branca de menor massa resfrie até essa temperatura seja mais longo do que a idade atual do universo, portanto, espera-se que tais objetos ainda não existam.

As primeiras teorias sobre a natureza das estrelas de menor massa e o limite de queima de hidrogênio sugeriram que uma população I objeto com uma massa inferior a 0,07 massas solares (M ) ou um objeto de população II menor que 0,09 M nunca teria uma evolução estelar normal e se tornaria uma estrela completamente degenerada. [12] O primeiro cálculo autoconsistente da massa mínima de queima de hidrogênio confirmou um valor entre 0,07 e 0,08 massas solares para os objetos da população I. [13] [14]

Fusão de deutério Editar

A descoberta do deutério queimando até 0,013 massas solares e o impacto da formação de poeira nas frias atmosferas externas das anãs marrons no final da década de 1980 trouxe essas teorias à questão. No entanto, esses objetos eram difíceis de encontrar porque quase não emitiam luz visível. Suas emissões mais fortes estão no espectro infravermelho (IR), e os detectores infravermelhos baseados em terra eram muito imprecisos na época para identificar prontamente qualquer anã marrom.

Desde então, inúmeras pesquisas por vários métodos buscaram esses objetos. Esses métodos incluíam pesquisas de imagens multicoloridas em torno de estrelas do campo, pesquisas de imagens para companheiros fracos de anãs da sequência principal e anãs brancas, pesquisas de aglomerados de estrelas jovens e monitoramento de velocidade radial para companheiros próximos.

Edição GD 165B e classe "L"

Por muitos anos, os esforços para descobrir as anãs marrons foram infrutíferos. Em 1988, no entanto, uma fraca companheira de uma estrela conhecida como 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. Ficou claro que o GD 165B precisaria ser classificado como um objeto muito mais legal do que o último M anões então conhecidos. O GD 165B permaneceu único por quase uma década até o advento do Two Micron All-Sky Survey (2MASS), que descobriu muitos objetos com cores e características espectrais semelhantes.

Hoje, GD 165B é reconhecido como o protótipo de uma classe de objetos agora chamada de "eu anões ". [15] [16]

Embora a descoberta da anã mais fria tenha sido 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. [ citação necessária ]

Logo após a descoberta de GD 165B, outras candidatas a anãs marrons foram relatadas. A maioria não cumpriu sua candidatura, no entanto, porque a ausência de lítio mostrou que eram objetos estelares. Estrelas verdadeiras queimam seu lítio dentro de pouco mais de 100 Myr, enquanto as anãs marrons (que podem, de maneira confusa, ter temperaturas e luminosidades semelhantes às estrelas verdadeiras) não o farão. Conseqüentemente, a detecção de lítio na atmosfera de um objeto com mais de 100 Myr garante que ele seja uma anã marrom.

Gliese 229B e classe "T" - as anãs do metano Editar

A primeira classe "T" Brown Dwarf foi descoberta em 1994 pelos astrônomos do Caltech Shrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews e Rebecca Oppenheimer, [17] e os cientistas da Johns Hopkins Sam Durrance e David Golimowski. Foi confirmado em 1995 como um companheiro subestelar de Gliese 229. Gliese 229b é um dos primeiros dois exemplos de evidências claras de uma anã marrom, junto com Teide 1. Confirmado em 1995, ambos foram identificados pela presença de lítio de 670,8 nm linha. Verificou-se que o último tinha uma temperatura e luminosidade bem abaixo da faixa estelar.

Seu espectro infravermelho próximo exibia claramente uma banda de absorção de metano de 2 micrômetros, uma característica que antes só havia sido observada na atmosfera de planetas gigantes e na lua de Saturno, Titã. A absorção de metano não é esperada em nenhuma temperatura de uma estrela da seqüência principal. Esta descoberta ajudou a estabelecer outra classe espectral ainda mais fria do que eu anões, conhecidos como "T anões ", para o qual Gliese 229B é o protótipo.

Teide 1 - a anã marrom da primeira classe "M" Editar

A primeira anã marrom classe "M" confirmada foi descoberta pelos astrofísicos espanhóis Rafael Rebolo (chefe da equipe), María Rosa Zapatero Osorio e Eduardo Martín em 1994. [18] Este objeto, encontrado no aglomerado aberto das Plêiades, recebeu o nome de Teide 1. O artigo de descoberta foi submetido a Natureza em maio de 1995 e publicado em 14 de setembro de 1995. [19] [20] Natureza destacou "Anãs marrons descobertas, oficial" na primeira página dessa edição.

Teide 1 foi descoberto em imagens coletadas pela equipe IAC em 6 de janeiro de 1994 usando o telescópio de 80 cm (IAC 80) no Observatório Teide e seu espectro foi registrado pela primeira vez em dezembro de 1994 usando o Telescópio William Herschel de 4,2 m no Observatório Roque de los Muchachos ( La Palma). A distância, composição química e idade de Teide 1 podem ser estabelecidas por causa de sua participação no jovem aglomerado de estrelas das Plêiades. Usando os modelos de evolução estelar e subestelar mais avançados naquele momento, a equipe estimou para o Teide 1 uma massa de 55 ± 15 M J, [21] 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 de 65 M J é incapaz de queimar lítio 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 pelo telescópio Keck 1 em novembro de 1995 mostraram que o Teide 1 ainda tinha a abundância inicial de lítio da nuvem molecular original a partir da qual as estrelas das 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 do teste espectroscópico de lítio.

Por algum tempo, Teide 1 foi o menor objeto conhecido fora do Sistema Solar que foi identificado por observação direta. Desde então, mais de 1.800 anãs marrons foram identificadas, [22] mesmo algumas muito próximas da Terra como Epsilon Indi Ba e Bb, um par de anãs marrons gravitacionalmente ligadas a uma estrela semelhante ao Sol a 12 anos-luz do Sol e de Luhman. 16, um sistema binário de anãs marrons a 6,5 ​​anos-luz do sol.


Referências

Nakajima, T. et al. Natureza 378 378–465 (1995).

Berger, E. et al. Natureza 410, 338–340 (2001).

Rutledge, R. E., Basri, G., Martín, E. L. & amp Bildsten, L. Astrophys. J. 538, L141 – L144 (2000).

Guedel, M. & amp Benz, A. O. Astrophys. J. 405, L63 – L66 (1993).

Benz, A. O. & amp Guedel, M. Astron. Astrophys. 285, 621–630 (1994).

Smith, K. W., Guedel, M. & amp Benz, A. O. Astron. Astrophys. 349, 475–484 (1999).

Krucker, S. & amp Benz, A. O. Solar Phys. 191, 341–358 (2000).


Astrônomos pesam as anãs marrons mais frias com astronomia e olhos nítidos de # 39

Os astrônomos usaram imagens ultra-nítidas obtidas com o Telescópio Keck e o Telescópio Espacial Hubble para determinar pela primeira vez as massas da classe mais fria de "estrelas falidas", também conhecidas como anãs marrons. Com massas tão leves quanto 3 por cento da massa do Sol, esses são os objetos de flutuação livre de massa mais baixa já pesados ​​fora do sistema solar. As observações são um passo importante no teste das previsões teóricas de objetos que não podem gerar sua própria energia interna, tanto anãs marrons quanto planetas gigantes gasosos. As novas descobertas, que estão sendo apresentadas em uma coletiva de imprensa hoje no encontro da American Astronomical Society em St. Louis, mostram que as previsões podem ter alguns problemas.

"A massa é o parâmetro fundamental que governa a história de vida de um objeto flutuando livremente e, portanto, após muitos anos de medições com pacientes, temos o prazer de relatar as primeiras massas das anãs marrons mais fracas e frias", disse o Dr. Michael Liu do Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí (IfA / UH). "Depois de pesar esses objetos minúsculos, escuros e frios, confirmamos que as previsões teóricas estão corretas em sua maioria, mas não inteiramente." A equipe que anuncia os resultados é composta pelo Dr. Liu, o Sr. Trent J. Dupuy (IfA / UH) e o Dr. Michael J. Ireland (Universidade de Sydney).

Anãs marrons são uma classe de objetos que representam o elo perdido entre as estrelas de menor massa e os planetas gigantes gasosos, como Júpiter e Saturno. As anãs marrons são os objetos mais frios e frios que podem ser observados diretamente fora do sistema solar. Eles emitem apenas cerca de 1 / 300.000 da energia do sol e têm temperaturas de superfície comparáveis ​​às do interior de um forno de pizza (800 ° F), mais de 9.000 ° F mais frio do que a superfície do sol.

"Astrônomos mediram a produção de energia e as temperaturas de uma miríade de anãs marrons. No entanto, a propriedade mais importante de todas é a mais difícil de medir - a massa", disse o Dr. Ireland.

Para determinar as massas, a equipe passou os últimos anos estudando anãs marrons que ocorrem em binários, ou seja, duas anãs marrons que estão mutuamente ligadas pela gravidade e orbitam uma a outra, de forma semelhante à forma como a Terra orbita o sol. Como mostrado pela primeira vez por Johannes Kepler no século 17, a massa total de qualquer sistema binário pode ser determinada medindo com precisão o tamanho da órbita e quanto tempo leva para os dois objetos completarem um ciclo orbital.

"Essas medições são muito desafiadoras, porque binários anãs marrons têm pequenas separações no céu e orbitam uns aos outros muito lentamente. Precisávamos obter as medições mais nítidas possíveis com os telescópios atuais para monitorar com precisão seu movimento", disse Dupuy.

Os astrônomos obtiveram imagens usando o telescópio Keck II de 10 metros (400 polegadas) em Mauna Kea, Havaí. O Keck II é equipado com um poderoso sistema ótico adaptativo que corrige o borrão de imagens astronômicas causado pela turbulência na atmosfera da Terra. O sistema Keck também pode empregar um laser de baixa potência para criar uma estrela "artificial" para permitir tal correção para quase qualquer lugar no céu.

As imagens resultantes têm uma resolução angular tão boa quanto 1/20 de segundo de arco, cerca de 1 / 40.000 do diâmetro da lua cheia. Uma pessoa com uma visão tão nítida quanto o sistema óptico adaptativo Keck seria capaz de ler uma revista que estivesse a cerca de um quilômetro de distância. Na verdade, a precisão posicional alcançada com essas imagens nítidas é equivalente a acertar um alvo em um alvo de dardos que está a 8.000 milhas de distância.

Monitorando regularmente os binários com a óptica adaptativa Keck e analisando os dados anteriores obtidos pelo Telescópio Espacial Hubble, a equipe foi capaz de medir com precisão o tamanho e a duração das órbitas dos binários e, assim, determinar as massas.

A equipe mediu as massas de dois binários anãs marrons. Uma, conhecida como 2MASS 1534-2952AB, é composta por duas anãs marrons "metano", o tipo mais frio de anã marrom, que se caracteriza pela presença de gás metano em suas atmosferas. Esta é a primeira medição de massa para este tipo de anã marrom. A equipe descobriu que a massa total de 2MASS 1534-2952AB é de apenas 6 por cento da massa do Sol, e cada anã marrom nele tem uma massa de cerca de 3 por cento da massa do Sol (cerca de 30 vezes a massa de Júpiter). O outro sistema binário, HD 130948BC, é um par de anãs marrons "empoeiradas" ligeiramente mais quentes com uma massa total de apenas 11 por cento da massa do sol e massas individuais de cerca de 5,5 por cento da massa do sol.

Modelos teóricos predizem as massas das anãs marrons com base em sua produção de energia e temperatura. Mas quando a equipe comparou suas medições de massa com as previsões teóricas, eles não concordaram. Por exemplo, a temperatura da superfície de 2MASS 1534-2952AB estava muito mais fria do que o esperado, dado seu nível atual de produção de energia, enquanto HD 130948BC estava muito mais quente.

"Embora haja um acordo geral entre nossos dados e as previsões, algo não está certo com os estudos teóricos das anãs marrons, seja na determinação de suas temperaturas ou na previsão de sua produção de energia. Ou talvez ambos", disse o Dr. Liu. "Essas descobertas serão um desafio para os teóricos, e estamos inspirados a medir as massas de mais anãs marrons nos próximos anos para entender melhor o problema."

Os dois binários, localizados nas constelações de Libra (as escalas) e Bootes (o pastor), estão a cerca de 45-60 anos-luz da Terra. Os dois componentes de cada binário têm uma separação típica de cerca de 2 unidades astronômicas (UA), onde 1 UA é a distância da Terra ao Sol (93 milhões de milhas). Isso é um pouco maior do que a distância de 1,5 UA entre Marte e o sol. Seus períodos orbitais são de cerca de 10-15 anos, em comparação com os 2 anos de Marte ao redor do sol.

Os resultados da equipe são descritos em dois próximos artigos submetidos ao Astrophysical Journal. Esta pesquisa foi apoiada pela National Science Foundation e pela Alfred P. Sloan Foundation.

Descobertas pela primeira vez em 1995, as anãs marrons representam uma classe de objetos com massas inferiores a 7 por cento da massa do Sol (cerca de 70 vezes a massa de Júpiter). Enquanto as estrelas comuns se tornam quentes e densas o suficiente em seu interior para gerar sua própria energia por meio da fusão nuclear, as anãs marrons têm massa insuficiente para fazer isso, então, em vez disso, desaparecem e esfriam continuamente ao longo de sua vida. Em muitos aspectos, as anãs marrons são muito semelhantes aos planetas gigantes gasosos como Júpiter e Saturno, uma vez que ambos os tipos de objetos são incapazes de gerar sua própria energia de forma constante e têm temperaturas de superfície muito baixas.

Os cientistas descobriram centenas de anãs marrons a 100 anos-luz da Terra. Cerca de 15 por cento deles são sistemas binários. O Dr. Adam Burgasser (então na University of California, Los Angeles, agora no MIT) e o Dr. Daniel Potter (então no IfA / UH) usaram o Telescópio Espacial Hubble e o Observatório Gemini-North, respectivamente, para identificar 2MASS 1534- 2952AB e HD 130948BC como binários por volta de 2001.

Fundado em 1967, o Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí em Manoa conduz pesquisas sobre galáxias, cosmologia, estrelas, planetas e o sol. Seu corpo docente e equipe também estão envolvidos na educação de astronomia, missões espaciais profundas e no desenvolvimento e gerenciamento dos observatórios em Haleakala e Mauna Kea.

Fundada em 1907 e totalmente credenciada pela Associação Ocidental de Escolas e Faculdades, a Universidade do Havaí é o único sistema público de ensino superior do estado. O Sistema UH oferece uma variedade de programas de graduação, pós-graduação e profissional e programas comunitários em 10 campi e através de centros educacionais, de treinamento e pesquisa em todo o estado. UH matricula mais de 50.000 alunos do Havaí, do continente dos EUA e de todo o mundo.

O Observatório WM Keck opera telescópios gêmeos de 10 metros localizados no cume de Mauna Kea, na ilha do Havaí, e é administrado pela California Association for Research in Astronomy, uma corporação sem fins lucrativos cujo conselho de diretores inclui representantes da Caltech, a Universidade da Califórnia e da NASA. Para obter mais informações, visite: http://www.keckobservatory.org.

O telescópio espacial Hubble é operado pelo Space Telescope Science Institute com financiamento da NASA.


Trio de anãs marrons de giro rápido podem revelar um limite de velocidade de rotação

Quanto mais rápido uma anã marrom gira, mais estreitas as bandas atmosféricas de cores diferentes provavelmente se tornam, como mostrado nesta ilustração. Algumas anãs marrons brilham na luz visível, mas são normalmente mais brilhantes em comprimentos de onda infravermelhos, que são mais longos do que os olhos humanos podem ver.

Anãs marrons, às vezes conhecidas como “estrelas falhadas”, podem girar a mais de 320.000 km / h, mas pode haver um limite para sua velocidade.

Usando dados do Telescópio Espacial Spitzer da NASA, os cientistas identificaram as três anãs marrons de giro mais rápido já encontradas. Mais massivas do que a maioria dos planetas, mas não pesadas o suficiente para se inflamar como estrelas, as anãs marrons são cósmicas intermediárias. E embora eles não sejam tão conhecidos como estrelas e planetas para a maioria das pessoas, eles são considerados na casa dos bilhões em nossa galáxia.

Em um estudo publicado no Astronomical Journal, a equipe que fez as novas medições de velocidade argumenta que esses três rotadores rápidos podem estar se aproximando de um limite de velocidade de giro para todas as anãs marrons, além do qual eles se separariam. As anãs marrons em rápida rotação têm quase o mesmo diâmetro de Júpiter, mas entre 40 e 70 vezes mais massa. Cada uma delas gira cerca de uma vez por hora, enquanto as próximas anãs marrons mais rápidas conhecidas giram cerca de uma vez a cada 1,4 horas e Júpiter gira uma vez a cada 10 horas. Com base em seu tamanho, isso significa que a maior das três anãs marrons gira a mais de 60 milhas por segundo (100 quilômetros por segundo), ou cerca de 220.000 milhas por hora (360.000 quilômetros por hora).

As medições de velocidade foram feitas usando dados do Spitzer, que a NASA aposentou em janeiro de 2020. (As anãs marrons foram descobertas pelo Two Micron All Sky Survey, ou 2MASS, que funcionou até 2001). A equipe então corroborou suas descobertas incomuns. através de observações com os telescópios terrestres Gemini North e Magellan.

O Telescópio Espacial Spitzer da NASA identificou a anã marrom de rotação mais rápida conhecida. As anãs marrons são geralmente mais massivas do que os planetas, mas não o suficiente para se tornarem estrelas.

Anãs marrons, como estrelas ou planetas, já estão girando quando se formam. Conforme eles esfriam e se contraem, eles giram mais rápido, assim como quando uma patinadora no gelo puxa seus braços em seu corpo. Os cientistas mediram as taxas de rotação de cerca de 80 anãs marrons, e elas variam de menos de duas horas (incluindo as três novas entradas) a dezenas de horas.

Com tanta variedade entre as velocidades das anãs marrons já medidas, surpreendeu os autores do novo estudo que as três anãs marrons mais rápidas já encontradas têm quase a mesma taxa de rotação exata (cerca de uma rotação completa por hora) que as outras. Isso não pode ser atribuído ao fato de as anãs marrons terem se formado juntas ou estar no mesmo estágio de desenvolvimento, porque são fisicamente diferentes: uma é uma anã marrom quente, uma é fria e a outra cai entre elas. Como as anãs marrons esfriam à medida que envelhecem, as diferenças de temperatura sugerem que essas anãs marrons têm idades diferentes.

Os autores não consideram isso uma coincidência. Eles acham que os membros do trio veloz atingiram o limite de velocidade de giro, além do qual uma anã marrom pode se separar.

Todos os objetos em rotação geram força centrípeta, que aumenta quanto mais rápido o objeto gira. Em um passeio de carnaval, essa força pode ameaçar jogar os pilotos de seus assentos nas estrelas e planetas, pode destruir o objeto. Antes de um objeto giratório se quebrar, ele geralmente começa a se projetar em torno de sua seção média à medida que se deforma sob a pressão. Os cientistas chamam isso de oblação. Saturno, que gira uma vez a cada 10 horas como Júpiter, tem uma oblação perceptível. Com base nas características conhecidas das anãs marrons, elas provavelmente têm graus semelhantes de oblação, de acordo com os autores do artigo.

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Todos os objetos giratórios, de carrosséis a planetas, geram força centrípeta. Se um planeta gira muito rápido, essa força pode separá-lo. Antes que isso aconteça, o planeta experimentará um “achatamento” ou protuberância em torno de sua seção média, como pode ser visto nesta ilustração animada de uma anã marrom, Júpiter e Saturno.

Atingindo o limite de velocidade

Considering that brown dwarfs tend to speed up as they age, are these objects regularly exceeding their spin speed limit and being torn apart? In other rotating cosmic objects, like stars, there are there natural braking mechanisms that stop them from destroying themselves. It’s not clear yet if similar mechanisms exist in brown dwarfs.

“It would be pretty spectacular to find a brown dwarf rotating so fast it is tossing its atmosphere out into space,” said Megan Tannock, a Ph.D. candidate at Western University in London, Ontario, and lead author on the new study. “But so far, we haven’t found such a thing. I think that must mean that either something is slowing the brown dwarfs down before they hit that extreme or that they can’t get that fast in the first place. The result of our paper supports some sort of limit on the rotation rate, but we’re not sure of the reason yet.”

Brown dwarfs are more massive than most planets but not quite as massive as stars. Generally speaking, they have between 13 and 80 times the mass of Jupiter. A brown dwarf becomes a star if its core pressure gets high enough to start nuclear fusion.

The maximum spin rate of any object is determined not only by its total mass but by how that mass is distributed. That’s why, when very rapid spin rates are involved, understanding a brown dwarf’s interior structure becomes increasingly important: The material inside likely shifts and deforms in ways that could change how fast the object can spin. Similar to gas planets such as Jupiter and Saturn, brown dwarfs are composed mostly of hydrogen and helium.

But they are also significantly denser than most giant planets. Scientists think the hydrogen in the core of a brown dwarf is under such tremendous pressures that it starts behaving like a metal rather than an inert gas: It has free-floating conducting electrons, much like a copper conductor. That changes how heat is conducted through the interior and with very fast spin rates, may also affect how the mass inside an astronomical object is distributed.

“This state of hydrogen, or any gas under such extreme pressure, is still very enigmatic,” said Stanimir Metchev, co-author on the paper and the Canada Research Chair in Extrasolar Planets at the Institute for Earth and Space Exploration at Western University. “It is extremely challenging to reproduce this state of matter even in the most advanced high-pressure physics laboratories.”

Physicists use observations, laboratory data, and mathematics to create models of what brown dwarf interiors should look like and how they should behave, even under extreme conditions. But current models show that the maximum brown dwarf spin speed should be about 50% to 80% faster than the one-hour rotation period described in the new study.

“It is possible that these theories don’t have the full picture yet,” said Metchev. “Some unappreciated factor may be coming into play that doesn’t let the brown dwarf spin faster.” Additional observations and theoretical work may yet reveal whether there’s some braking mechanism that stops brown dwarfs from self-destruction and whether there are brown dwarfs spinning even faster in the darkness.

NASA's Jet Propulsion Laboratory, a division of Caltech, managed Spitzer mission operations for NASA's Science Mission Directorate in Washington. Science operations were conducted at the Spitzer Science Center at IPAC at Caltech. Spacecraft operations were based at Lockheed Martin Space in Littleton, Colorado. The Spitzer data archive is housed at the Infrared Science Archive at IPAC at Caltech in Pasadena, California. The international Gemini Observatory is a Program of the National Science Foundation’s NOIRLab.


Long-Period Giant Planets Form Differently than Brown Dwarfs, Say Astronomers

Using the 10-m Keck II telescope at the W.M. Keck Observatory and Subaru Telescope, a team of astronomers has studied the orbits of 27 long-period giant planets and brown dwarfs in their planetary systems. Combined with modeling of the orbits, the data allowed the researchers to determine that the brown dwarfs in these systems formed like stars, but the gas giants formed like planets.

An artist’s impression of a brown dwarf and its parent star. Image credit: Sci-News.com.

Brown dwarfs are cool, dim objects that have a size between that of a gas giant, such as Jupiter or Saturn, and that of a Sun-like star.

Sometimes called failed stars, they are too small to sustain hydrogen fusion reactions at their cores, yet they have star-like attributes.

Typically, they have masses between 11-16 Jupiters (the approximate mass at which deuterium fusion can be sustained) and 75-80 Jupiters (the approximate mass to sustain hydrogen fusion).

Dr. Brendan Bowler from the University of Texas at Austin and colleagues wanted to settle the question: are gas giant planets on the outer fringes of planetary systems the tip of the planetary iceberg, or the low-mass end of brown dwarfs?

Using the Near-Infrared Camera, second generation (NIRC2) instrument on the Keck II telescope, as well as the Subaru Telescope, they took images of giant planets and brown dwarfs as they orbit their parent stars.

They combined their new observations of 27 systems with all of the previous observations published by other astronomers or available in telescope archives.

At this point, computer modeling comes in. They created an orbit-fitting code called Orbitize!’ which uses Kepler’s laws of planetary motion to identify which types of orbits are consistent with the measured positions, and which are not.

The code generates a set of possible orbits for each companion. The slight motion of each giant planet or brown dwarf forms a ‘cloud’ of possible orbits. The smaller the cloud, the more the researchers are closing in on the companion’s true orbit. And more data points — that is, more direct images of each object as it orbits — will refine the shape of the orbit.

“Rather than wait decades or centuries for a planet to complete one orbit, we can make up for the shorter time baseline of our data with very accurate position measurements,” said Dr. Eric Nielsen, an astronomer at Stanford University.

“A part of Orbitize! that we developed specifically to fit partial orbits, OFTI (Orbits For The Impatient), allowed us to find orbits even for the longest period companions.”

Finding the shape of the orbit is key: objects that have more circular orbits probably formed like planets. That is, when a cloud of gas and dust collapsed to form a star, the distant companion (and any other planets) formed out of a flattened disk of gas and dust rotating around that star.

On the other hand, the ones that have more elongated orbits probably formed like stars.

In this scenario, a clump of gas and dust was collapsing to form a star, but it fractured into two clumps.

Each clump then collapsed, one forming a star, and the other a brown dwarf orbiting around that star.

This is essentially a binary star system, albeit containing one real star and one brown dwarf.

“Even though these companions are millions of years old, the memory of how they formed is still encoded in their present-day eccentricity,” Dr. Nielsen said.

“Eccentricity is a measure of how circular or elongated an object’s orbit is.”

“The punchline is, we found that when you divide these objects at this canonical boundary of more than about 15 Jupiter masses, the things that we’ve been calling planets do indeed have more circular orbits, as a population, compared to the rest. And the rest look like binary stars,” Dr. Bowler said.

The findings were published in the Astronomical Journal.

Brendan P. Bowler et al. 2020. Population-level Eccentricity Distributions of Imaged Exoplanets and Brown Dwarf Companions: Dynamical Evidence for Distinct Formation Channels. AJ 159, 63 doi: 10.3847/1538-3881/ab5b11


TESS Discovers Its First Brown Dwarf

Astronomers using NASA’s Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) have discovered an intermediate-mass brown dwarf orbiting a young star about 841 light-years from Earth. Named TOI-503b, the object is the first brown dwarf discovered by TESS.

An artist’s impression of TOI-503b and its star. Image credit: Sci-News.com.

Brown dwarfs are cool, dim objects that have a size between that of a gas giant, such as Jupiter or Saturn, and that of a Sun-like star.

Sometimes called failed stars, they are too small to sustain hydrogen fusion reactions at their cores, yet they have star-like attributes.

Typically, they have masses between 11-16 Jupiters (the approximate mass at which deuterium fusion can be sustained) and 75-80 Jupiters (the approximate mass to sustain hydrogen fusion).

The newly-discovered brown dwarf, TOI-503b, is just 1.34 times bigger than Jupiter but 53.7 times more massive.

It orbits its host star, TOI-503, once every 3.7 days at a distance of only 0.06 AU in a circular orbit.

Also known as BD+13 1880, TIC 186812530 and TYC 802-751-1, TOI-503 is an A-type star with 1.8 times the Sun’s mass and a radius that’s 1.7 times larger than the Sun.

The star has a surface temperature of 13,311 degrees Fahrenheit (7,377 degrees Celsius) and is just 180 million years old.

“We argue that this brown dwarf formed in-situ, based on the young age of the system and the long circularization timescale for this brown dwarf around its host star,” said lead author Dr. Jan Subjak and colleagues.

“TOI-503b joins a growing number of known short-period, intermediate-mass brown dwarfs orbiting main sequence stars, and is the second such brown dwarf known to transit an A star, after HATS-70b.”

“With the growth in the population in this regime, the driest region in the brown dwarf desert (35-55 Jupiter masses) is reforesting and its mass range shrinking.”

The team’s paper will be published in the Astronomical Journal.

Ján Šubjak et al. 2019. TOI-503: The first known brown dwarf-Am star binary from the TESS mission. AJ, in press arXiv: 1909.07984


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