Subenano

La baja metalicidad de las subenanas está ligada a su edad avanzada. El universo primitivo tenía un bajo contenido de elementos más pesados ​​que el helio y formó estrellas y enanas marrones con menor metalicidad. Solo supernovas posteriores , nebulosas planetarias y fusiones de estrellas de neutrones enriquecieron el universo con elementos más pesados. Por lo tanto, las subenanas antiguas suelen pertenecer a las estructuras más antiguas de nuestra Vía Láctea, principalmente el disco grueso y el halo galáctico . Los objetos en el disco grueso o el halo tienen una alta velocidad espacial en comparación con el Sol , que pertenece al disco delgado más joven . Un alto movimiento propio puede utilizarse para descubrir subenanas. Además, las subenanas tienen características espectrales que las diferencian de las subenanas con metalicidad solar. Todas las subenanas comparten la supresión del espectro infrarrojo cercano, principalmente las bandas H y K. La baja metalicidad aumenta la absorción de hidrógeno inducida por colisiones , lo que provoca esta supresión del espectro infrarrojo cercano. Esto se observa como colores infrarrojos azules en comparación con las enanas marrones con metalicidad solar. La baja metalicidad también cambia otras características de absorción, como bandas de CaH y TiO más profundas a 0,7  μm en subenanas L, una banda de VO  más débil a 0,8 μm en subenanas L tempranas y una banda de FeH más fuerte a 0,99  μm para subenanas L medias a tardías. ^{[ 7 ]} 2MASS J0532+8246 fue descubierta en 2003 como la primera subenana de tipo L, ^{[ 8 ]} que luego fue reclasificada como una subenana extrema. ^{[ 7 ]} Las subenanas de tipo L tienen subtipos similares a las subenanas de tipo M: los subtipos subenana (sd), subenanas extremas (esd) y ultra subenanas (usd), que se definen por su metalicidad decreciente , en comparación con la metalicidad solar, que se define en una escala logarítmica : ^{[ 7 ]}

• Las subenanas tienen${\displaystyle \ -1.0<{\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\leq -0.3\ ,}$
• Las subenanas extremas tienen${\displaystyle \ -1.7<{\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\leq -1.0\ ,}$y
• Las ultra subenanas tienen${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\leq -1.7~.}$
• El Sol pone la escala en${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\odot }\equiv 0\ ,}$por definición.

Para las subenanas de tipo T, solo se conoce una pequeña muestra de subenanas y subenanas extremas. ^{[ 9 ]}

2MASSI J0937347+293142 es el primer objeto que se descubrió en 2002 como candidato a subenana de tipo T ^{[ 8 ]} y en 2006 se confirmó que tenía baja metalicidad. ^{[ 10 ]} Las dos primeras subenanas extremas de tipo  T fueron descubiertas en 2020 por científicos y voluntarios del proyecto Backyard Worlds . Las primeras subenanas extremas de tipo  T son WISEA 0414−5854 y WISEA 1810−1010 . ^{[ 9 ]} Las subenanas de tipo  T e Y tienen menos metano en su atmósfera, debido a la menor concentración de carbono en estas subenanas. Esto lleva a un color W1-W2 ( WISE ) o ch1-ch2 ( Spitzer ) más azul, en comparación con objetos con temperatura similar, pero con metalicidad solar. ^{[ 11 ]} El color de los objetos de tipo T como único criterio de clasificación puede resultar engañoso. El exoplaneta más cercano observado directamente , COCONUTS-2b , fue clasificado inicialmente como una subenana de tipo  T debido a su color, a pesar de no mostrar una alta velocidad tangencial. Recién en 2021 fue identificado como un exoplaneta. ^{[ 12 ]}

El primer candidato a subenana de tipo Y fue descubierto en 2021, la enana marrón WISE 1534–1043 , que muestra un color rojo moderado en el Telescopio Espacial Spitzer  (ch1-ch2 = 0,925±0,039 mag). El color muy rojo entre J y ch2 (J-ch2 > 8,03  mag) y el brillo absoluto sugerirían un color ch1-ch2 mucho más rojo de aproximadamente 2,4 a 3 mag. Debido a la concordancia con los nuevos modelos de subenanas, junto con la alta velocidad tangencial de 200  km/s, Kirkpatrick, Marocco et al . (2021) argumentan que la explicación más probable es una enana marrón fría con muy baja metalicidad, tal vez la primera subenana de tipo  Y. ^{[ 13 ]}

Los sistemas binarios pueden ayudar a determinar la edad y la masa de estas subenanas. La subenana VVV 1256−62B (sdL3) fue descubierta como compañera de una enana blanca del halo , lo que permitió medir su edad entre 8.4 y 13.8 mil millones de años. Tiene una masa de 84 a 87 M _J , lo que hace que VVV 1256−62B sea probablemente una estrella enana roja . ^{[ 14 ]} La subenana Wolf 1130C (sdT8) es la compañera de un antiguo sistema binario de subenana-enana blanca, que se estima que tiene más de 10 mil millones de años. Tiene una masa de 44.9 M _J , lo que la convierte en una enana marrón.

• La estrella de Kapteyn
• Groombridge 1830
• Mu Cassiopeiae
• 2MASS J05325346+8246465 , una posible enana marrón del halo y la primera subenana subestelar. ^{[ 8 ]}
• SSSPM J1549-3544

Las subenanas de metales pesados ​​son un tipo de estrella subenana caliente con altas concentraciones de metales pesados . Entre los metales detectados se incluyen germanio , estroncio , itrio , circonio y plomo . Algunas subenanas de metales pesados ​​conocidas son HE 2359-2844 , LS IV-14 116 y HE 1256-2738 . ^{[ 17 ]}