As anãs marrons (também chamadas de estrelas falhadas) são objetos subestelares que não são massivos o suficiente para sustentar a fusão nuclear de hidrogênio comum (1H) em hélio em seus núcleos, ao contrário de uma estrela da sequência principal. Em vez disso, eles têm uma massa entre os planetas gigantes gasosos mais massivos e as estrelas menos massivas, aproximadamente 13 a 80 vezes a de Júpiter (). No entanto, eles podem fundir o deutério (2H) e os mais massivos (> ) podem fundir o lítio (7Li).
Os astrônomos classificam os objetos autoluminosos por classe espectral, uma distinção intimamente ligada à temperatura da superfície, e as anãs marrons ocupam as classes M, L, T e Y. 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, a olho nu, as anãs marrons apareceriam em cores diferentes, dependendo de sua temperatura. As mais quentes são possivelmente alaranjadas ou vermelhas, enquanto as anãs marrons mais frias provavelmente apareceriam magenta ou pretas ao olho humano. As anãs marrons podem ser totalmente convectivas, sem camadas ou diferenciação química por profundidade.
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 no infravermelho. 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 sistema Luhman 16, um binário de anãs marrons classe L e T a cerca de 6.5 anos-luz (2 parsecs) de distância do Sol. Luhman 16 é o terceiro sistema mais próximo do Sol depois de Alpha Centauri e da Estrela de Barnard.
História thumb|right|O objeto menor é Gliese 229 Ab, cerca de 20 a 50 vezes a massa de Júpiter, orbitando a estrela Gliese 229. Está na constelação de Lepus, a cerca de 19 anos-luz da Terra
Teorização inicial thumb|left|200px|Planetas, anãs marrons, estrelas (sem escala) Os objetos agora chamados de "anãs marrons" foram teorizados por Shiv S. Kumar na década de 1960 e foram originalmente chamados de anãs negras, uma classificação para objetos subestelares escuros flutuando livremente no espaço que não eram massivos o suficiente para sustentar a fusão do hidrogênio. No entanto, (a) o termo anã negra já era usado para se referir a uma anã branca fria; (b) anãs vermelhas fundem hidrogênio; e (c) esses objetos podem ser luminosos em comprimentos de onda visíveis no início de suas vidas. Por causa disso, foram propostos nomes alternativos para esses objetos, incluindo planetário e subestrela. Em 1975, Jill Tarter sugeriu o termo "anã marrom", usando "marrom" como uma cor aproximada.
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 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 um objeto de população I com massa menor que 0.07 massas solares () ou um objeto de população II menor que nunca passaria por normal evolução estelar e se tornaria uma estrela completamente degenerada. 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.
Fusão de deutério A descoberta de deutério queimando até () e o impacto da formação de poeira nas atmosferas 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 espectro infravermelho (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 de estrelas de campo, pesquisas de imagens para companheiras fracas de anãs da sequência principal e anãs brancas, pesquisas de aglomerados de estrelas jovens e monitoramento de velocidade radial para companheiras próximas.
GD 165B e classe L Por muitos anos, os esforços para descobrir as anãs marrons foram infrutíferos. Em 1988, no entanto, uma fraca companheira da estrela anã branca 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. Tornou-se claro que GD 165B precisaria ser classificado como um objeto muito mais frio do que os últimos anãs M 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 "anãs L".
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 de lítio 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.
Gliese 229 Ab e classe T A anã marrom "T" de primeira classe foi descoberta em 1994 pelos astrônomos da Caltech Shrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews e Rebecca Oppenheimer, e pelos cientistas da Universidade Johns Hopkins Samuel Durrance e David Golimowski. Foi confirmado em 1995 como companheiro subestelar de Gliese 229. Gliese 229 Ab é uma das duas primeiras instâncias de evidência clara de uma anã marrom, junto com Teide 1. Confirmados em 1995, ambos foram identificados pela presença da linha de lítio de 670.8 nm. Verificou-se que este último tinha temperatura e luminosidade bem abaixo da faixa estelar.
Seu espectro infravermelho próximo exibiu claramente uma banda de absorção de metano de 2 micrômetros, uma característica que anteriormente só havia sido observada nas atmosferas de planetas gigantes e no satélite de Saturno, Titã. A absorção de metano não é esperada em qualquer temperatura de uma estrela da sequência principal. Essa descoberta ajudou a estabelecer outra classe espectral ainda mais fria que as anãs L, conhecidas como "anãs T", da qual Gliese 229 Ab é o protótipo.
Teide 1 e classe M A primeira anã marrom classe "M" confirmada foi descoberta pelos astrofísicos espanhóis Rafael Rebolo López (chefe da equipe), María Rosa Zapatero-Osorio e Eduardo L. Martín em 1994. Este objeto, encontrado no aglomerado aberto das Plêiades, recebeu o nome de Teide 1. O artigo da descoberta foi submetido à Nature em maio de 1995 e publicado em 14 de setembro de 1995. A Nature destacou "Anãs marrons descobertas, oficialmente" na primeira página dessa edição.
O Teide 1 foi descoberto em imagens coletadas pela equipe do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) em 6 de janeiro de 1994 usando o telescópio de 80 cm (IAC 80) no Observatório do Teide e seu espectro foi registrado pela primeira vez em dezembro de 1994 usando o Telescópio William Herschel de 4.2 m no Observatório 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 de evolução estelar e subestelar mais avançados naquele momento, a equipe estimou para Teide 1 uma massa de , 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 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 Observatório 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 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, (M=536, L=918, T=355, Y=14) até mesmo algumas muito próximas da Terra, como Epsilon Indi Ba e Bb, um par de anãs marrons ligadas gravitacionalmente a uma estrela parecida com o Sol a 12 anos-luz do Sol, e Luhman 16, um sistema binário de anãs marrons a 6.5 anos-luz do Sol.
Teoria
O mecanismo padrão para o nascimento de estrelas é através do colapso gravitacional de uma nuvem interestelar fria de gás e poeira. À medida que a nuvem se contrai, ela aquece devido ao mecanismo 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 da protoestrela. Para a maioria das estrelas, a pressão do gás e da radiação gerada pelas reações de fusão termonuclear dentro do núcleo da estrela irá apoiá-la contra qualquer contração gravitacional adicional. O equilíbrio hidrostático é alcançado e a estrela passará a maior parte de sua vida fundindo hidrogênio em hélio como uma estrela da sequência principal.
Se, no entanto, a massa inicial da protoestrela for menor que cerca de , 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 os elétrons 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.