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Conceito artístico de uma Anã Marrom
Comparação: a maioria das anãs marrons são apenas um pouco maiores que Júpiter (10–15%) mas até 80 vezes mais massivas devido à sua maior densidade. O Sol não está em escala e seria ainda maior.

Uma anã marrom (português brasileiro) ou anã castanha (português europeu) é um corpo celeste cujo tamanho está entre o de planetas gigantes como Júpiter e o de estrelas pequenas, não sendo grandes o suficiente para iniciar a fusão do hidrogênio em seu núcleo e possuindo baixa luminosidade.[1][2] Sendo que a sua massa é superior à de um planeta, mas não tão massiva quanto a de uma estrela, as anãs marrons são consideradas estrelas fracassadas. Por causa dessa característica são vistas como o “elo perdido” entre planetas gigantes gasosos e estrelas.

Propostas inicialmente na década de 1960, permaneceram anos como uma hipótese, até que, em 1995, fortes evidências comprovaram sua existência.

CaracterísticasEditar

Anãs castanhas são objetos formados de plasma e compostos em maior quantidade de hidrogênio e hélio e em menor quantidade por deutério, lítio e outros elementos. Possuem uma massa superior a 13 MJ (vezes a massa de Júpiter), mas inferior a 75 MJ. Devido ao processo de degeneração (ver abaixo em Formação), elas apresentam um tamanho muito próximo de Júpiter e uma luminosidade muito fraca e avermelhada e não marrom como o nome pode erroneamente sugerir. Por causa dessa fraca luminosidade, sua luz se situa na faixa do infravermelho, próximo do espectro visível.

Alcançam temperaturas de aproximadamente 1000 a 3400 K. São encontradas em sua maioria em sistemas binários, orbitando estrelas de massa baixa. Em alguns casos o sistema binário em si pode ser composto duas anãs marrons que compartilham um baricentro, ou ainda podem ser encontradas como objetos solitários.

FormaçãoEditar

 
Esta anã marrom (objeto menor na foto) orbita a estrela Gliese 229, que está localizada na constelação do Lobo a cerca de 19 anos-luz da Terra. Esta anã marrom, batizada de Gliese 229B, possui cerca de 20 a 50 vezes a massa de Júpiter.

Os processos de formação das anãs marrons são semelhantes aos das estrelas. Acredita-se que elas sejam formadas pela contração gravitacional de nuvens de gás e poeira. Essas nuvens são compostas majoritariamente de hélio, hidrogênio e outros elementos menos significativos em quantidade, como lítio e o deutério. Ao colapsar, a nuvem se torna uma bola de gás gigante com um disco de mesma composição ao seu redor. À medida que a gravidade da anã a comprime, seu núcleo fica mais quente e denso (transformando o gás em plasma).

Como elas não possuem massa suficiente para realizar a fusão do hidrogênio (as de massa alta conseguem fundir hidrogênio, mas esporadicamente e com baixa eficiência), inicialmente realizam a fusão de deutério. A fusão produz energia suficiente que contrapõe a força gravitacional, fazendo-as brilharem (as anãs marrons com massa superior a 60 MJ, ainda conseguem realizar a fusão do lítio). Quando o deutério acaba, a contração continua. Essa contração aumenta a pressão térmica do núcleo que se opõem as forças gravitacionais. Os elétrons ficam livres de seus núcleos por causa das altas temperaturas. Como dois elétrons não ocupam o mesmo estado quântico, quando o núcleo é muito denso os estados de baixa energia são preenchidos e muitos elétrons são forçados a ocupar altos estados de energia. Isso gera uma pressão insensível à temperatura. Objetos alimentados por esse processo são denominados de degenerados. Isso já não ocorre com as estrelas, já que elas têm capacidade de fusão constante do hidrogênio. Quando isso ocorre, a estrela para de contrair mantendo seu brilho e tamanho. Já nas anãs marrons, quando a pressão de degeneração diminui seu colapso, a luminosidade gerada por sua contração gravitacional diminui gradativamente.

Leitura recomendadaEditar

  • Brown dwarfs: a possible missing link between stars and planets. S. R. Kulkarni, em Science, vol.276, páginas 1350-1354. 30 de maio de 1997.
  • Brown dwarfs and extrasolar planets. Editado por R.Rebolo, E. L. Martín e M. R. Zapatero Osório, em Astronomical Society of the Pacific Conference Series vol.134, 1998.
  • Maria Gabriela Pereira; Curso de Evolução Estelar Julho de 2008; Anãs Marrons; Clube de Astronomia de São Paulo - disponível no www.slideshare.net

Ver tambémEditar

Ligações externasEditar

O Commons possui imagens e outros ficheiros sobre Anã marrom

Referências

  1. Kepler de Souza Oliveira Filho, Maria de Fátima Oliveira Saraiva. «As estrelas de baixa luminosidade». IF-UFRGS. 5 de novembro de 2012. Consultado em 29 de novembro de 2018 
  2. «What is a Brown Dwarf?». Starchild-Nasa. Consultado em 29 de novembro de 2018