Nana marró

Nana marró

Les nanes marrons són objectes subestelares que no són lo suficientment massius com per a mantindre reacciones nuclears contínues de fusió del hidrogen-1 en el seu núcleu, a diferència de les estreles de la seqüència principal. Les nanes marrons ocupen el ranc de masses entre els planetes jagants gaseosos més pesats i les estreles més llaugeres, en un llímit superior de masses relativament ben conegut, estant comprés entre les 75 i les 80 masses jovianas $M_J$, segons el grau de metalicidad. Les nanes marrons més pesades que 13 $M_J$ es creu que fusionen deuteri i que les majors de 65 $M_J$ fusionen liti. A partir de 65 $M_J$, ademés de deuteri també cremen triti. No obstant, a penes tenen diferenciació química segons la profunditat, ya que han sofrit en algun moment de la seua vida convecció des de la superfície fins al seu centre a causa de dèbils reaccions de fusió d'isòtops residuals.

La crema del deuteri es produïx en la seua joventut i és possible per la seua baixa temperatura de fusió, uns 100.000 K. Ya que el deuteri és un combustible minoritari que desapareix ràpidament, dita reacció no pot sostindre el colapse gravitatorio. Les nanes marrons seguixen lluint per un temps per la calor residual de les reaccions i a la llenta contracció de la matèria que les forma. Les nanes marrons continuaran contraent-se i gelant-se fins a aplegar a l'equilibri. Es creu que les nanes marrons són estreles «fallanques», ya que contenen els mateixos materials que una estrela com el Sol, pero en molt poca massa per a lluir. Són molt semblades als planetes gaseosos; no són del tot planetes, pero tampoc són estreles.

Les diferències que definixen a una nana marró de massa molt baixa d'un jagant de gas (13 $M_J$) són qüestions de debat. Una escola de pensament es basa en la formació; l'atra, en la física de l'interior. Una part de les preocupacions del debat és si les "nanes marrons" deuen, per definició, haver experimentat la fusió en algun moment de la seua història.

Les estreles es classifiquen per la classe espectral, sent les nanes marrons designades com de tipos M, L, T i I. A pesar del seu nom, les nanes marrons són de diferents colors. Moltes nanes marrons és provable que apareguen com magenta per a l'ull humà, o possiblement taronges o roges. Les nanes marrons no són molt lluminoses en llongituts d'ona visibles.

Alguns planetes coneguts que orbitan nanes marrons són: 2M1207 b, MOA-2007-BLG-192-L b i 2MASS J044144.

A una distància d'uns 6,5 anys llum, la nana marró més propenca coneguda és Luhman 16, un sistema binario de nanes marrons descobert en 2013. DENIS-P J082303.1-491201 b està enumerat com el exoplaneta més massiu conegut (a partir de març de 2014) en l'archiu d'exoplanetes de la NASA, a pesar de tindre una massa (28,5 ± 1,9 $M_J$) més de dos voltes que el punt de tall de 13 masses jovianas entre planetes i nanes marrons.