^{María Morales Calderón - Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)}

^{David Barrado - Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)}

Las enanas marrones son objetos con una masa comprendida entre la de un planeta gigante y la de una estrella pequeña (es decir, entre 15 y 75 veces la masa de Júpiter). En este rango de masas, estos objetos no son capaces de mantener la fusión de hidrógeno, como en el caso de una estrella, lo que hace que sean considerados “estrellas fallidas”. El James Webb Space Telescope (JWST) revolucionará el estudio de estos objetos de baja luminosidad, permitiendo el acceso a todo su rango luminoso.

La clase más fría de enanas marrones, las denominadas enanas Y, abarca temperaturas de 250 K a 500 K. Sus atmósferas están dominadas por la absorción de agua, metano y amoníaco, mientras que las nubes de agua probablemente adquieren importancia en las enanas Y más frías. Dado que su emisión alcanza su máximo en el infrarrojo medio, más allá de los 4 μm, la caracterización espectroscópica de las enanas Y supone un reto y el número de estudios hasta ahora ha sido muy limitado.

Estos objetos son excelentes laboratorios para estudiar las atmósferas de exoplanetas gigantes en órbitas amplias, ya que ambos comparten procesos físicos y químicos casi idénticos. Comprender el origen de los planetas gigantes gaseosos es un objetivo primordial en la ciencia de exoplanetas, y a menudo se intenta conectar las relaciones de abundancia atmosférica, como la del carbono-oxígeno (C/O), con la formación. Sin embargo, la complejidad de la formación planetaria requiere trazadores adicionales debido a los retos asociados a la interpretación de la razón C/O. Las  relaciones isotópicas, como la razón deuterio-hidrógeno y ¹⁴N/¹⁵N, pueden proporcionar información adicional sobre la formación, de forma similar a su uso en el sistema solar. En el caso de los exoplanetas, sólo existen unos pocos datos sobre ¹²C/¹³C, que apuntan a la acreción de hielo rico en ¹³C desde más allá de la línea de hielo de CO de los discos. De esta forma las enanas marrones desempeñan un papel único en la búsqueda de isótopos en exoplanetas: probablemente representan el extremo de baja masa de la formación estelar, y sus relaciones isotópicas parecen reflejarlo.

Como parte de un proyecto de GTO (Granted Telescope Observation) hemos utilizado el espectrómetro de resolución media (MRS) del Mid-InfraRed Instrument (MIRI) a bordo del JWST para observar la enana Y WISEP J182831.08+265037.8 (en adelante WISE J1828), con una temperatura efectiva de 380 K.  Hemos obtenido un espectro del infrarrojo medio en resoluciones desde 3.000 a 1.500, en el rango entre 4,9 y 27,9 μm. Nuestras observaciones se presentan en la Fig. 1, junto con un modelo  óptimo de mejor ajuste de nuestro análisis, y revelan un espectro rico en características moleculares, a saber, una banda ancha de absorción de agua en 5-7 μm, metano en 7,6 μm y amoníaco en 9-13 μm.

^{Figura 1: Espectro MIRI/MRS y modelo de mejor ajuste de WISE J1828, una enana ultrafría de tipo espectral Y. El segundo panel muestra la banda de absorción de NH₃ a 10 μm con más detalle.  Las dos filas inferiores muestran líneas individuales del isotopólogo del amoniaco 15NH₃ en los datos, incluyendo un modelo de recuperación de mejor ajuste con y sin tener en cuenta la opacidad del 15NH₃. El panel inferior derecho muestra dos subcanales MIRI MRS superpuestos. Las líneas de color indican las posiciones teóricas de las líneas de absorción de H₂O, CH₄, NH₃ y 15NH₃. Crédito: Barrado et al. (2023)}

Combinando distintos métodos de análisis nuestros resultados indican una atmósfera con una metalicidad solar, pero pobre en C y N. Una causa probable es una desviación del equilibrio químico, donde el gas pobre en NH₃ y CH₄ se mezcla desde el interior del objeto. El gas resultante estaría enriquecido en N₂ y CO, a los que nuestras observaciones no son sensibles; mientras que el N₂ no es espectralmente activo, nuestras longitudes de onda más cortas son más largas que la ubicación de la banda fundamental del CO en ∼4,5 μm. Sin embargo, es cuestionable que pueda mezclarse suficiente CO de la atmósfera profunda como para cambiar  significativamente la relación C/O inferida.

Nuestro valor de la razón ¹⁴N/¹⁵N=670⁺³⁹⁰_-211 para WISE J1828 es coherente con el solar en un nivel 1-2 σ. Tanto el Sol como WISE J1828, de los que deducimos que tienen edades similares, presentan valores de ¹⁴N/¹⁵N superiores a los observados en el medio interestelar, que ha sido enriquecido en ¹⁵N por la evolución estelar galáctica desde su formación.

La medición del ¹⁴N/¹⁵N pueden servir como trazador de formación. Por ejemplo, los cometas del sistema solar, componentes fundamentales de la construcción planetaria, están enriquecidos en ¹⁵N en un factor de 2-3 en comparación con el solar, debido al hielo de NH₃ y HCN rico en ¹⁵N. Por el contrario, se cree que el gas N₂ del disco de acreción solar estaba empobrecido en ¹⁵N. En el sistema solar, tanto Júpiter como Saturno están enriquecidos en nitrógeno, pero muestran valores de ¹⁴N/¹⁵N similares a los del Sol. Esto puede significar que  acretaron hielo lo suficientemente frío como para contener incluso el volátil hielo de N₂, lo que requiere temperaturas menores que 30 K, y corresponde a distancias orbitales mayores que 25 au. Un contenido de nitrógeno enriquecido a través de la acreción de hielo, pero a ¹⁴N/¹⁵N solares, puede por tanto requerir una acreción cercana a donde incluso el N₂ altamente volátil pueda condensarse.

La comprensión de cómo se produce realmente el fraccionamiento del nitrógeno es incompleta: en las partes más densas de las nubes se infiere un aumento de ¹⁵N en NH₃, siendo un candidato para este fraccionamiento la fotodisociación selectiva de isótopos. Posteriormente, los hielos de NH₃ y HCN se condensan en los cúmulos más fríos, produciendo potencialmente hielo rico en ¹⁵N. Una vez que se forma una protoestrella, existen pruebas de que el ¹⁴N/¹⁵N disminuye aún más. Se cree que la consecuencia final es un aumento del ¹⁵N en los portadores de nitrógeno menos volátiles, lo que conduce al aumento observado del ¹⁵N en el HCN de los discos protoplanetarios y en el NH₃ y el HCN de los cometas del sistema solar. Observamos que los modelos predicen un gas NH₃ pobre en ¹⁵N en los discos protoplanetarios.

Para evaluar mejor el ¹⁴N/¹⁵N como trazador de formación, utilizamos en nuestro análisis un modelo simplificado de formación de planetas. Rastreamos el ¹⁴N/¹⁵N en función de la masa acumulada como material helado y rocoso, para un planeta situado entre la línea de hielo de N₂ del disco, a unas 20-80 au, y la línea de hielo de NH₃, diez veces más cerca. Por tanto, es probable que los hielos estuvieran enriquecidos en ¹⁵N. Encontramos que para enriquecimientos metálicos similares a los de Saturno (∼6×solar) el ¹⁴N/¹⁵N disminuye en un 30-40% cuando se compara con el solar, indicando que el ¹⁴N/¹⁵N puede variar significativamente cuando se compara con el valor estelar para un planeta que se forma entre las líneas de hielo N₂ y NH₃.

_{Fases de formación de estrellas, enanas marrones y planetas, mostrando la relación con el fraccionamiento del amoniaco y la evolución de la relación ¹⁴N/¹⁵N en las siguientes etapas: dentro de una nube molecular con núcleos preestelares, durante la formación de una protoestrella y en un disco circunestelar alrededor de una estrella joven.}

Con la detección de ¹⁵NH₃ mostramos que con JWST MIRI un isotopólogo sensible a la formación se hace accesible también para objetos con bajas temperaturas efectivas. En el infrarrojo medio, el NH₃ es un absorbente dominante desde Teff = 1000 K, hasta al menos 380 K, la temperatura efectiva de WISE J1828. Nuestras mediciones muestran que WISE J1828 probablemente se formó como una estrella, tal y como cabía esperar. Es improbable un fuerte enriquecimiento en hielo y, en consecuencia, descartamos los valores cometarios ¹⁴N/¹⁵N <200 en más de 3 σ. Como se ha demostrado anteriormente, ¹⁴N/¹⁵N puede restringir las ubicaciones de formación con respecto a las líneas de hielo de NH₃ y N₂ del disco. Esto se suma a las restricciones sobre N/O que permite la detección simultánea de H₂O y NH₃, que se ha sugerido como otro trazador de formación útil, pero que puede ser difícil de restringir. No obstante, pueden obtenerse restricciones simultáneas de C/O, N/O y ¹⁴N/¹⁵N, basadas en CH₄, CO, H₂O y NH₃, para exoplanetas fríos con imágenes directas, elucidando aún más su historia de formación. Estos planetas se encuentran en órbitas que oscilan entre diez y cientos de au, lo que pone en tela de juicio el paradigma de la formación planetaria por acreción del núcleo. O bien se formaron en sus ubicaciones detectadas a través de una inestabilidad gravitatoria similar a la de una estrella, o bien se originaron más cerca de su estrella a través de la acreción del núcleo y la posterior migración hacia el exterior.

REFERENCIAS

Barrado, D, et al. (Morales-Calderón incluida), 2023 “¹⁵NH₃ in the atmosphere of a cool brown dwarf”, Nature, volumen 624, número 7991, p. 263-266.

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