Nano marroi

Lehen teoriak

Gaur egun "nano marroiak" deitzen diren objektuak, 1960ko hamarkadan teorizatu zituen Shiv S. Kumarrek, eta, jatorrian, nano beltzak deitzen ziren,^[9] espazioan aske flotatzen zuten eta hidrogenoaren fusioa eusteko bezain masiboak ez ziren subestelar objektu ilunentzako sailkapen bat. Hala ere, (a) nano beltza hitza jada erabiltzen zen nano zuri hotz bati erreferentzia egiteko; (b) nano gorriek hidrogenoa fusionatzen dute; eta (c) objektu hauek argitsuak izan daitezke euren bizitzaren hasieran ikus daitezkeen uhin luzeretan. Horregatik, objektu hauentzako izen alternatiboak proposatu ziren, planetar eta subizar kasu. 1975ean, Jill Tarterrek "nano marroia" hitza iradoki zuen, "Marroia" gutxi gorabeherako kolore bezala erabiliz.^[6][10][11]

Nano beltza hitzak, oraindik ere, hoztu egin den nano zuri bati erreferentzia egiten dio, argi kopuru esanguratsuak isurtzeari uzteraino. Hala ere, masa txikieneko nano zuria tenperatura honetara iritsi arte hozteko behar den denbora, unibertsoaren egungo adina baino handiagoa dela kalkulatzen da, eta, beraz, objektu hauek oraindik ez existitzea espero da.

Masa txikiagoko izarren izaerari eta hidrogeno errekuntzaren mugari buruzko lehen teoriek, 0,07 eguzki masa (M_☉) baino gutxiagoko masa duen I. populazioko objektu bat edo 0,09 M_☉ baino gutxiagoko II. populazioko objektu bat, izar eboluzio normal batetik inoiz pasako ez zela iradokitzen zuten, eta erabat endekatutako izar bihurtuko zela.^[12] Hidrogenoaren gutxieneko errekuntza-masaren lehen kalkulu autokoherenteak 0,07 eta 0,08 eguzki masa arteko balioa berretsi zuen I. populazioko objektuentzat.^[13][14]

Deuterioaren fusioa

Deuterioaren errekuntza 0,013 eguzki masaraino aurkitzeak eta hautsaren eraketak nano marroien kanpoko atmosfera hotzetan 1980ko hamarkadaren amaieran izan zuen eraginak zalantzan jarri zituzten teoria hauek. Hala ere, objektu hauek aurkitzea zaila zen, ia ez baitute argi ikusgarririk igortzen. Bere emisiorik bortitzenak espektro infragorrian (IR) aurkitzen dira, eta lurreko IR detektagailuak oso zehaztugabeak ziren garai hartan edozein nano marroi erraz identifikatzeko.

Ordutik, objektu hauen bilaketa ugari egin dira metodo ezberdinen bidez. Metodo hauek, kolore anitzeko irudien ikerketak, zelaiko izarren inguruan, sekuentzia nagusiko nanetako eta nano zurietako lagun ahulen bila irudi ikerketak, izar kumulu gazteen ikerketak eta abiadura erradialaren jarraipena hurbileko lagunen bila.

GD 165B eta "L" klasea

Urte askotan zehar, nano marroiak aurkitzeko ahaleginak alferrikakoak izan ziren. Hala ere, 1988an, GD 165 bezala ezagutzen den izar baten lagun ahul bat aurkitu zen infragorrian nano zurien bilaketa batean. GD 165B lagunaren espektroa oso gorria eta enigmatikoa zen, eta ez zuen masa baxuko nano gorri batengandik espero zen ezaugarririk erakusten. Argi geratu zen GD 165B orduan ezagutzen ziren azken M nanoak baino objektu hotzago bezala sailkatua izan behar zela. GD 165B objektu bakarra izaten jarraitu zuen ia hamarkada batez Two Micron All-Sky Survey (2MASS) iritsi zen arte, antzeko kolore eta ezaugarri espektralak zituzten objektu asko aurkitu zituena.

Gaur egun, GD 165B, gaur egun "L nanoak" deitzen diren objektu klase baten prototipo bezala ezagutzen da.^[15][16]

Nanarik hotzenaren aurkikuntza bere garaian oso esanguratsua izan zen arren, GD 165B nano marroi bezala sailkatua izango ote zen eztabaidatu zen, edo, besterik gabe, oso masa baxuko izar bezala, behaketari dagokionez, bien artean bereiztea oso zaila baita.

GD 165B aurkitu eta gutxira, nano marroirako beste hautagai batzuen berri eman zen. Hala ere, gehienek ez zuten hautagai izatea lortu, litio faltak izar objektuak zirela frogatu baitzuen. Benetako izarrek euren litioa 100 Ma baino gehixeago erretzen dute, nano marroiek (nahasian, benetako izarren antzeko tenperatura eta argitasunak izan ditzaketenak) ez duten bitartean. Beraz, atmosferan 100 Ma baino gehiago dituen objektu baten litioa detektatzeak nano marroi bat dela bermatzen du.

Gliese 229B eta "T" klasea - metanozko nanoak

"T" klaseko lehen nano marroia 1994an aurkitu zuten Caltecheko Shrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews eta Rebecca Oppenheimer astronomoek eta Johns Hopkinseko Sam Durrance eta David Golimowskiren zientzialariek. 1995ean Gliese 229en kide subestelar bat zela baieztatu zen. Gliese 229b nano marroi baten ebidentzia argiko lehen bi kasuetako bat da, Teide 1ekin batera. 1995ean berretsiak, biak identifikatu ziren 670,8 nm-ko litio lerroaren presentziagatik. Azken honek, tenperatura eta argitasuna, izar mailatik oso behera zuen.

Infragorri hurbileko bere espektroak, argi eta garbi, bi mikrometroko metano xurgapen banda bat erakusten zuen, aurretik, planeta erraldoien atmosferetan eta Saturnoren ilargian soilik ikusi zen ezaugarri bat, Titan. Metanoaren xurgapena ez da sekuentzia nagusiko izar baten ezein tenperaturatan itxaroten. Aurkikuntza honek, L nanoak baino are hotzagoa zen beste espektro klase bat ezartzen lagundu zuen, "T nanoak" bezala ezagutzen direnak, horietatik, Gliese 229B prototipoa delarik.

Teide 1 - "M" klaseko lehen nano marroia

Baieztatutako "M" klaseko lehen nano marroia Rafael Rebolo (taldeko burua), Maria Rosa Zapatero Osorio eta Eduardo Martin astrofisikari espainiarrek aurkitu zuten 1994an.^[17] Objektu hau, Pleiadeen kumulu irekian dagoena, Teide 1 izena jaso zuen. Aurkikuntzari buruzko artikulua Natureri bidali zitzaion 1995eko maiatzean, eta 1995eko irailaren 14an argitaratu zen.^[18][19] Naturek zenbaki horren azalean "nano marroia, ofiziala" nabarmendu zuen.

Teide 1 IAC taldeak 1994ko urtarrilak 6an Teideko Behatokian 80 zentimetroko teleskopioarekin (IAC 80) jasotako irudietan aurkitu zen, eta bere espektroa, lehen aldiz, 1994ko abenduan erregistratu zen, 4,2 metroko William Herschel teleskopioarekin La Palmako Roque de los Muchachos behatokian. Teide 1aren distantzia, konposizio kimikoa eta adina, Pleiadeetako izar kumulu gaztearena izateagatik ezarri ahal izan ziren. Une horretan aurreratuenak ziren izar eboluzio eta subestelar ereduak erabiliz, taldeak Teide 1-entzat 55 ± 15 M_J-ko masa bat estimatu zuen,^[20] izar masaren mugatik behera dagoena. Objektua erreferentzia bihurtu zen nano marroi gazteekin lotutako ondorengo lanetan.

Teorian, 65 M_J baino gutxiagoko nano marroi bat, litioa fusio termonuklear bidez erretzeko gai ez da bere eboluzioaren inongo unetan. Gertaera hau, gainazaleko argitasun eta tenperatura baxuko gorputz astronomikoen izaera subestelarra epaitzeko erabiltzen den litioaren froga printzipioetako bat da.

1995eko azaroan Keck 1 teleskopioak eskuratutako kalitate handiko espektro datuek, Teide 1ek, oraindik, jatorrizko hodei molekularraren litio ugaritasuna zuela erakutsi zuten, nondik Pleiadeen izarrak sortu ziren, bere nukleoan fusio termonuklearrik ez zegoela frogatzen duena. Behaketa hauek Teide 1 nano marroi bat dela baieztatu zuten, baita litioaren proba espektroskopikoaren eraginkortasuna ere.

Denbora batez, Teide 1, Eguzki Sistematik kanpo, zuzeneko behaketaz identifikatua izan zen objekturik txikiena izan zen. Ordutik, 1.800 nano marroi baino gehiago identifikatu dira, baita Lurretik oso gertu dauden batzuk ere, Epsilon Indi Ba eta Bb kasu, Eguzkiaren antzeko izar bati grabitazionalki lotutako nano marroi pare bat, honetatik 12 argi urtera, eta Luhman 16, Eguzkitik 6,5 argi urtera dagoen nano marroien sistema bitar bat.

Hertzsprung-Russell diagrama

Izar-mota

Nano marroiak

Nano zuriak

Nano gorriak

Azpinanoak

Sekuentzia nagusia
("nanoak")

Azpierraldoiak

Izar erraldoiak

Erraldoi argitsuak

Supererraldoiak

Hipererraldoiak

Magnitude
abso-
lutua
(M_V)

Izarrak sortzeko mekanismo estandarra gas eta hautsezko izarrarteko hodei hotz baten grabitazio-kolapsoa da. Hodeia uzkurtu ahala, berotu egiten da Kelvin-Helmholtz mekanismoaren ondorioz. Prozesuaren hasieran, uzkurtzen den gasak azkar irristatzen du energiaren zati handi bat, kolapsoak jarraitzea ahalbidetuz. Azkenik, erdigunea erradiazioa harrapatzeko bezain trinkoa bihurtzen da. Ondorioz, tenperatura zentrala eta kolapsatutako hodeiaren dentsitatea izugarri handitzen dira denborarekin, uzkurdura motelduz, baldintzak, protoizarraren nukleoan erreakzio termonuklearrak gertatzeko bezain bero eta trinkoak diren arte. Izar gehienetan, gasaren eta fusio termonuklearraren erreakzioek izarraren nukleoan sortzen duten erradiazioaren presioak beste edozein grabitate kontrakzioren aurka eutsiko dio. Oreka hidrostatikoa lortzen da eta izarrak bere bizitzaren zatirik handiena hidrogenoa helioan fusionatuz pasatuko du sekuentzia nagusiko izar bezala.

Hala ere, protoizarraren masa 0,08 M_☉ baino txikiagoa bada, hidrogenoaren fusio termonuklearreko erreakzio normalak ez dira nukleoan piztuko. Grabitate uzkurdurak ez du protoizar txikia oso modu eraginkorrean berotzen, eta nukleoaren tenperatura fusioa eragiteko adina handitu aurretik, dentsitatea elektroiak elektroien endekapen presio kuantiko bat sortzeko adina metatzen diren puntura iristen da. Nano marroien barneko ereduen arabera, nukleoan dentsitaterako, tenperaturarako eta presiorako ohikoak diren baldintzak honako hauek izatea espero da:

• ${\displaystyle 10\,\mathrm {g/cm^{3}} \,\lesssim \,\rho _{c}\,\lesssim \,10^{3}\,\mathrm {{g}/{cm^{3}}} }$
• ${\displaystyle T_{c}\lesssim 3\times 10^{6}\,\mathrm {K} }$
• ${\displaystyle P_{c}\sim 10^{5}\,\mathrm {Mbar} .}$

Honek esan nahi du protoizarra ez dela hidrogenoaren fusioa mantentzeko beharrezko baldintzak lortzeko bezain masiboa eta trinkoa. Elektroien endekapen-presioak materia hutsezina beharrezko dentsitate eta presioetara iristea eragozten du.

Grabitate uzkurdura handiagoa eragozten da eta emaitza "huts egindako izar" bat da, edo bere barne energia termikoa irradiatuz hozten den nano marroi bat.

Masa altuko nano marroiak masa baxuko izarren aurrean

Litioa nano marroietan egon ohi da, eta ez masa baxuko izarretan. Izarrek, hidrogenoa fusionatzeko behar den tenperatura altua lortzen dute, eta berehala agortzen dute euren litioa. Litio-7aren eta protoi baten fusioa helio-4ko bi nukleo sortuz gertatzen da. Erreakzio honetarako behar den tenperatura hidrogenoaren fusiorako behar denaren azpitik dago. Masa baxuko izarren konbekzioak litioa izarraren bolumen osoan agortzen amaituko dela ziurtatzen du. Beraz, litioaren espektro lerroak nano marroi izateko hautagai batengan duen presentzia, benetan subestelar objektu bat dela adierazten duen adierazle indartsu bat da.

Litioaren proba

Litioaren erabilera hautagai diren nano marroiak masa baxuko izarretatik bereizteko litioaren proba bezala ezagutzen da, eta Rafael Rebolo, Eduardo Martin eta Antonio Magazzuk hasi zuten. Hala ere, litioa izar oso gazteetan ere ikusten da, oraindik ez baitute denbora nahikorik izan erabat erretzeko.

Izarrik astunenek, Eguzkiak kasu, litioa euren kanpo geruzetan ere atxiki dezakete, sekula litioa fusionatzeko adina berotzen ez direnak, eta hauen konbekzio geruza nukleoarekin nahasten ez dena, non litioa azkar agortuko litzatekeen. Izar handiago hauek nano marroietatik erraz bereizten dira euren tamaina eta argitasunagatik.

Aitzitik, bere masa mailaren goiko muturrean dauden nano marroiak, gazteak direnean euren litioa agortzeko bezain beroak izan daitezke. 65 M_J baino gehiagoko masa duten nanoek, euren litioa erre dezakete 500 milioi urte dituztenean,^[21] eta, beraz, litioaren proba ez da perfektua.

Metano atmosferikoa

Izarrak ez bezala, nano marroirik antzinakoenak, batzuetan, denbora tarte oso luzeetan, euren atmosferek, objektu beroagoetan eratu ezin diren metano kopuru behagarriak bildu ahal izateko bezain hotzak dira. Honela baieztatutako nanoen artean Gliese 229B dago.

Burdin euria

Sekuentzia nagusiko izarrak hoztu egiten dira, baina, azkenean, fusio konstante baten bidez mantendu dezaketen gutxieneko argitasun bolometriko bat lortzen dute. Argitasun hau, izar batetik bestera aldatzen da, baina, orokorrean, eguzkiarenaren %0,01ekoa da. Nano marroiak, euren bizitzan zehar, etengabe hoztu eta iluntzen dira: nahiko zaharrak diren nano marroiak, ahulegiak izango dira detektagarriak izateko.

Burdin euria, konbekzio atmosferiko prozesuen zati bezala, nano marroietan bakarrik da posible, eta ez izar txikietan. Burdin euriaren ikerketa espektroskopikoak martxan jarraitzen du, baina nano marroi guztiek ez dute beti anomalia atmosferiko hau izango. 2013an, inguruko Luhman 16 sisteman B osagaiaren inguruan burdina duen atmosfera heterogeneoaren irudi bat lortu zen.^[22]

Masa baxuko nano marroiak masa altuko planeten aurrean

Izarrak bezala, nano marroiak modu independentean eratzen dira, baina, izarrak ez bezala, ez dute "pizteko" masa nahikorik. Izar guztiak bezala, bakarrik edo beste batzuetatik oso gertu ager daitezke. Batzuk, izarren inguruan orbitatzen dute, eta, planetek bezala, orbita eszentrikoak izan ditzakete.

Tamainari eta errekuntzari buruzko anbiguotasunak

Nano marroi guztiek Jupiterren erradio bera dute. Bere masa mailaren goiko muturrean (60-90 M_J), nano marroi baten bolumena, nagusiki, elektroi degenerazio presioagatik gobernatzen da,^[23] nano zurietan bezala, tartearen beheko muturrean (10 M_J), bere bolumena, nagusiki, Coulomben presioagatik gobernatzen da, planetetan bezala. Emaitza garbia, nano marroien erradioak, masa posibleen mailan % 10-15 soilik aldatzen direla da. Honen ondorioz, zaila izan daiteke planetetatik bereiztea.

Gainera, nano marroi askok ez dute fusiorik jasaten, masa tartearen goiko muturrean daudenak ere (60 M_J baino gehiago) 10 milioi urte ondoren fusioa ez izateko bezain azkar hozten dira.

Bero-espektroa

X izpien eta infragorrien espektroak nano marroien adierazle dira. Batzuek x izpiak igortzen dituzte, eta nano "bero" guztiek modu adierazgarrian distiratzen jarraitzen dute espektro gorri eta infragorrietan planeta baten antzeko tenperaturetan hozten diren arte (1000 k baino gutxiago).

Gas-erraldoiek nano marroien ezaugarrietako batzuk dituzte. Eguzkia bezala, Jupiter eta Saturno hidrogenoz eta helioz osatuta daude. Saturno Jupiter bezain handia da ia, masaren %30 baino ez duen arren. Eguzki Sistemako hiru planeta erraldoik (Jupiter, Saturno eta Neptuno) Eguzkitik jasotzen dutena baino askoz bero gehiago igortzen dute (bikoitza gutxi gorabehera).^[24][25] Eta lau planeta erraldoiek sistema "planetarioak" dituzte: ilargiak.

IUAren egungo araudia

Gaur egun, Nazioarteko Astronomia Elkarteak uste du 13 M_J baino gehiagoko objektu bat (deuterioaren fusio termonuklearrerako muga masa) nano marroi bat dela, masa hori baino gutxiagoko objektu bat (eta izar baten inguruan orbitatzen duena) planeta bat bezala hartzen den bitartean.^[26]

Jupiterren 13 masako muga, garrantzi fisiko zehatza duen zerbait baino gehiago, arau orokor bat da. Objektu handienek beren deuterioaren zatirik handiena erreko dute, eta txikienek apur bat baino ez, eta Jupiterren masaren balioa tarteko punturen batean dago.^[27] Erretako deuterio kopurua ere, neurri batean, objektuaren konposizioaren araberakoa da, zehazki, egungo helio eta deuterio kopuruaren eta elementu astunagoen zatikiaren araberakoa, opakotasun atmosferikoa eta, beraz, hozte erradiatiboaren tasa zehazten duena.^[28]

2011tik aurrera, Extrasolar Planeten Entziklopediak, Jupiterren 25 masa arteko objektuak barne hartu zituen, honako hau esanez: "Behatutako masa espektroan 13 M_J inguruko ezaugarri berezirik ez egoteak, masa muga hau ahazteko hautua indartzen du".^[29] 2016tik aurrera, muga hori Jupiterren 60 masatara igo zen,^[30] masa-dentsitate erlazioen azterketa batean oinarrituta.^[31] Exoplaneten datuen esploratzaileak 24 Jupiter masara arteko objektuak ditu, ohar honekin: "IAUren lantaldeko Jupiter masen 13 bereizketak ez du motibazio fisikorik nukleo harritsuak dituzten planetentzat, eta problematikoa da behaketaren ikuspegitik, sin i anbiguotasunaren ondorioz."^[32] NASAren Exoplaneten Artxiboak Jupiterren 30 masa edo gutxiagoko masa (edo masa minimoa) duten objektuak barne hartzen ditu.^[33]

Azpi-nano marroia

13 M_J baino gutxiagoko objektuak, azpi-nano marroiak edo masa planetarioko nano marroiak deituak, izar eta nano marroiak bezala eratzen dira (hau da, gas hodei baten kolapsoaren bidez), baina deuterioaren fusio termonuklearrerako muga masa baino masa txikiagoa dute.^[34]

Ikertzaile batzuek flotazio askeko planetak deitzen dituzte,^[35] beste batzuek masa planetarioko nano marroiak deitzen dituzten bitartean.^[36]

Beste propietate fisiko batzuen papera masaren estimazioan

Ezaugarri espektroskopikoek, masa baxuko izarrak eta nano marroiak bereizten lagun dezaketen arren, sarri, masa estimatzea beharrezkoa da ondorio batera iristeko. Masaren estimazioaren azpian dagoen teoria, antzeko masa bat duten nano marroiak modu berdintsuan eratzen direla eta eratzen direnean bero daudela da. Batzuk, masa baxuko izarren antzeko espektro motak dituzte, 2M1101AB kasu. Hoztean, nano marroiek argitasun maila bat mantendu beharko lukete masaren arabera.^[37] Adina eta argitasuna gabe zaila da masaren estimazioa egitea; adibidez, L motako nano marroi bat masa altuko nano marroi zahar bat izan liteke (beharbada masa baxuko izar bat) edo oso masa baxuko nano marroi gazte bat. Y nanoen kasuan eta hau ez da hain problematikoa, azpinano marroien mugatik gertu masa txikiko objektuak izaten jarraitzen baitute, baita adin estimazio altu samarretarako ere.^[38] L eta T nanentzat baliagarria izaten jarraitzen du adinaren estimazio zehatza izatea. Argitasuna da hemen ezaugarri kezkagarriena, energia espektralaren banaketaren bidez kalkula baitaiteke.^[39] Adinaren estimazioa bi modutan egin daiteke. Edo nano marroia gaztea da eta oraindik gaztetasunarekin lotzen diren espektro ezaugarriak ditu, edo nano marroia izar edo izar talde batekin batera existitzen da (izar kumulu edo izar elkarketa), lortzen errazagoak diren adin estimazioak dituztenak. Metodo honekin ikasi den nano marroi oso gazte bat 2M1207 da, eta bere laguna 2M1207b. Kokapenean, mugimendu propioan eta espektro sinaduran oinarrituta, objektu hau 8 milioi urte inguruko TW Hydrae elkarteari dagokiola erabaki zen, eta bigarren mailako masa deuterioaren errekuntza mugaren azpitik dagoela, 8 ± 2 M_Jrekin.^[40] Komugimendua erabiltzen duen adinaren estimazio baten adibide oso zahar bat, nano marroi + nano zuriko COCONUTS-1 bitarra da, nano zuriaren adin osoa 7.3+2.8
−1.6 mila milioi urtekoa delarik. Kasu honetan, masa ez zen deribatutako adinarekin estimatu, baina baterako mugimenduak distantziaren estimazio zehatza eman zuen, Gaiaren paralajea erabiliz. Neurri hau erabiliz, egileek erradioa estimatu zuten, ondoren nano marroiaren masa kalkulatzeko erabili zena, 15.4+0.9
−0.8 M_J.^[41]

Nano marroien sailkapena

M espektro mota

Nano marroiak dira, M6,5 edo ondorengo espektro klasea dutenak; M nano berantiarrak ere deitzen dira. Zientzialari batzuek nano gorritzat hartzen dituzte. M espektro motako nano marroi asko objektu gazteak dira, Teide 1 kasu.

L espektro mota

M espektro mota definitzen duen ezaugarria, antzinako izar sekuentzia klasikoko motarik hotzena, titanio (II) oxidoaren (TiO) eta banadio (II) oxidoaren (VO) xurgapen bandak nagusi diren espektro optiko bat da. Hala ere, GD 165Bk, GD 165 nano zuriaren lagun hotzak, ez zuen nanoen TiOren ezaugarri bereizgarrietako bakar bat ere, ondoren GD 165B bezalako objektu asko identifikatzeak, azkenean espektro klase berri baten definiziora eraman zuen, L nanoak, espektroaren eskualde optiko gorrian, ez oxido metalikoen xurgapen bandek definituak (TiO, VO), hidruro metalikoen emisio-bandak (FeH, CrH, MgH, CaH) eta metal alkalinoen lerro atomiko nabarmenak (NaI, KI, CsI, RbI). 2013tik aurrera, 900 L nano baino gehiago identifikatu dira, gehienak eremu zabaleko azterketen bidez: Two Micron All Sky Survey (2MASS), Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) eta Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Espektro klase honek ez ditu nano marroiak bakarrik barne hartzen, sekuentzia nagusiko izarrik hotzenek, nano marroien gainetik (> 80 M_J), L2 eta L6 espektro klasea baitute.^[42]

T espektro mota

GD 165B L nanoen prototipoa den bezala, Gliese 229B bigarren espektro klase berri baten prototipoa da, t nanoak arrosa-magenta kolorekoak dira. L nanetako infragorri hurbilaren (NIR) espektroek H₂O eta karbono monoxidoaren (CO) xurgapen zerrenda indartsuak erakusten dituzten bitartean, Gliese 229Bren NIR espektroa metanoaren xurgapen bandek (CH₄) menderatzen dute, ezaugarri hauek Eguzki Sistemako planeta erraldoietan eta Titanen bakarrik aurkitu zirelarik. CH₄, H₂O eta hidrogeno molekularraren (H₂) talkak eragindako xurgatzeak Gliese 229B kolore urdinak ematen dituzte infragorri hurbilean. Bere espektro optiko gorria, oso inklinatua, L nanoen bereizgarri diren FeH eta CrH bandarik ere ez du, eta, aldiz, Na eta K metal alkali xurgapen ezaugarri oso zabalen eraginpean dago, desberdintasun hauek Kirkpatrickek T espektro klasea proposatzera eraman zutena H- eta K bandetan. 2013tik aurrera CH4 xurgapena duten objektuentzat, 355 T nano ezagutzen dira. Adam Burgasserrek eta Tom Geballek garatu berri dituzte t nanentzako NIR sailkapen-eskemak. Teoriak, L nanoak, oso masa baxuko izarren eta subestelar objektuen (nano marroiak) nahasketa bat direla iradokitzen du, t nanoen klasea, nano marroiez erabat osatuta dagoen bitartean. T nanoen espektroaren zati berdean sodioa eta potasioa xurgatzearen ondorioz, t nanoen benetako itxura, gizakiaren ikusmen pertzepziorako, ez dela marroia uste da, magenta baizik.^[43][44] T motako nano marroiak detektatu dira, WISE 0316+4307 kasu, Eguzkitik 100 argi urte baino gehiagora.

Y espektro mota

2009an, ezagutzen diren nano marroi hotzenek 500 eta 600 kelvineko (227-327 ° C; 440-620 ° F) tenperatura efektiboak zituzten, eta T9 espektro klasea eman zaie. Hona hemen hiru adibide: CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 eta ULAS J003402.77-005206.7. Objektu hauen espektroek 1,55 mikrometro inguruko xurgapen-pikoak dituzte.^[45] Delorme et al.-ek iradoki dute ezaugarri hori amoniakoaren xurgapenaren ondorio dela, eta T-Y trantsizioa adierazten duela kontuan hartu behar dela; ondorioz, objektu horiek Y0 motakoak dira.^[45][46] Hala ere, ezaugarri hori ez da ur eta metano bidezko xurgapenetik bereizten,^[45] eta beste autore batzuek Y0 klasearen esleipena goiztiarra dela adierazi dute.^[47]

2010eko apirilean, berriki aurkitutako bi azpinano marroi ultrahotz (UGPS 0722-05 eta SDWFS 1433+35), Y0 espektro klasearen prototipo bezala proposatuak izan ziren.^[48]

2011ko otsailean, Luhman et al.-ek WD 0806-661B aurkitu zutela jakinarazi zuten, nano zuri baten lagun den nano marroia, 300 K-ko tenperatura (27 ° C; 80 ° F) eta 7 M_J-ko masa duena.^[49] Masa planetarioa duen arren, Rodríguez et al.-ek iradokitzen du ez dela litekeena planeten antzera eratu izana.^[50]

Handik gutxira, Liu et al.-ek nano marroi "oso hotz" bati buruzko txosten bat argitaratu zuten (C. 370 K (97 ° C; 206 ° F), oso masa baxuko beste nano marroi baten inguruan orbitatzen duena, eta "bere argitasun txikia, bere kolore atipikoak eta bere tenperatura hotza direla eta, CFBDS J1458+10B Y espektro klaserako hautagai oparoa" dela adierazi zuten.^[51]

2011ko abuztuan, NASAren Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) delakoaren datuak erabiltzen dituzten zientzialariek nano gisa sailkatu zituzten eta 25 ° C (298 k; 77 ° F) bezalako tenperatura hotza zuten sei objektu aurkitu zituzten.^[52][53]

WISEren datuek ehunka nano marroi berri ezagutarazi dituzte. Horietatik hamalau Y hotz gisa sailkatuta daude. Y nanetako bat, WISE 1828+2650 deitua, 2011ko abuztuan, nano marroirik hotzenaren errekorra zuena zen: argi ikusgarririk igortzen ez zuenez, objektu mota honek, aske flotatzen duten planeten antz handiagoa du izarrena baino. Hasieran, WISE 1828+2650 tenperatura atmosferikoa 300 K-tik beherakoa zela kalkulatu zen (27 ° C; 80 ° F).^[54] Ordutik, bere tenperatura berrikusia izan da, eta estimazio berriek 250-400 K-ko tartean kokatzen dute (−23 to 127 °C; −10 to 260 °F).^[55]

2014ko apirilean, WISE 0855-0714 iragarri zen, 225-260 k (−48 – −13 °C; −55–8 °F) inguruko tenperatura-profilarekin eta 3-10 M_J-ko masarekin.^[56] Era berean, ez zen ohikoa bere paralaje behatuak Eguzki Sistematik 7,2 ± 0,7 argi urteko distantziara egotea.

CatWISE katalogoak NASAren WISE eta NEOWISE estudioak konbinatzen ditu.^[57] Iturri ahulen kopurua handitzen du, eta, beraz, nano marroi ahulenak aurkitzeko erabiltzen da, Y. nanoak barne. CatWISEko ikertzaileek Y nanoak izateko 17 hautagai aurkitu zituzten. Spitzer espazio teleskopioaren hasierako koloreak CW1446 nano gorri eta hotzenetako bat dela adierazi zuen.^[58] Spitzerrekin lortutako datu osagarriek CW1446 bosgarren nano marroirik gorriena dela erakutsi zuten, 310 eta 360 kelvineko tenperaturarekin (37–87 °C; 98–188 °F), 10 parsec inguruko distantziara.^[38]

CatWISEren katalogoan 2019an egindako bilaketa batek CWISEP J1935-1546 nano marroirik hotzenetako bat dela adierazi zuen, 270-360 K-ko tenperaturarekin (−3–87 °C; 26–188 °F).^[59]

2020ko urtarrilean Ameriketako Astronomia Elkartearen 235. bileran WISE J0830+2837ren aurkikuntza aurkeztu zen, hasiera batean Backyard Worlds proiektuko zientzialariek aurkitu zutena. Y nano hau 36,5 argi-urteko distantziara dago eta 350 kelvineko tenperatura du (77 ° C; 170 ° F).^[60]

Bigarren mailako ezaugarriak

Nano marroi gazteek azaleko grabitate baxuak dituzte, antzeko espektro motako zelai-izarrekin alderatuta, erradio handiagoak eta masa baxuagoak dituztelako. Iturri horiek beta (β) letraz markatuta daude tarteko azaleko grabitaterako, eta gamma (γ) letraz, azaleko grabitate baxurako. CaH, K I eta Na I lerroek, baita VO lerro indartsuak ere, azaleko grabitate baxua adierazten dute.^[63] Alfa (α) lerroak azaleko grabitate normal bat adierazten du eta desagertu egiten da. Batzuetan, azaleko grabitate oso baxu bat delta (δ) batekin adierazten da.^[65] "pec" atzizkiak berezia esan nahi du. Atzizki berezia ezohikoak diren beste ezaugarri batzuetarako erabiltzen da oraindik ere, eta hainbat propietate laburbiltzen ditu, gainazaleko grabitate txikia adierazten dutenak, subnanoak eta konpondu gabeko bitarrak.^[66] Sd aurrizkiak azpinanoa esan nahi du, eta azpinano hotzak baino ez ditu barne hartzen. Aurrizki honek metalikotasun baxua eta ezaugarri zinematikoak adierazten ditu, haloaren izarren antz handiagoa dutenak diskoaren izarren baino.^[62] Azpinanoak diskoko objektuak baino urdinagoak dira.^[67] Red atzizkiak gorri koloreko objektuak deskribatzen ditu, baina zaharragoak direnak. Hau ez da azaleko grabitate baxu bat bezala interpretatzen, hauts kopuru handi bat bezala baizik.^[64][65] Blue atzizkiak objektu urdinak deskribatzen ditu infragorri hurbilean, metaltasun baxuarekin azaldu ezin direnak. Batzuk L+T bitar bezala azaltzen dira, beste batzuk ez bitarrak, 2MASS J11263991-5003550 bezala eta hodei finekin eta/edo ale handikoekin azaltzen dira.^[65]

Nano marroien propietate espektralak eta atmosferikoak

L eta T nanoek isurtzen duten fluxu gehiena infragorrien artean dago, 1 eta 2,5 mikrometro bitartean. M, L eta T nano berantiarren sekuentzian zehar dauden tenperatura baxu eta beherakorren ondorioz, espektro aberats bat sortzen da infragorri hurbilean, ezaugarri ugari dituena, espezie atomiko neutroen lerro nahiko estuetatik hasi eta banda molekular zabaletaraino, guztiak tenperatura, grabitate eta metaltasun ezberdinekin. Gainera, tenperatura baxuko baldintza horiek gas-egoeratik kanpoko kondentsazioa eta aleak sortzea errazten dute.

Ezagutzen diren nano marroietako atmosfera tipikoak, 2.200 eta 750 K. bitartean daude.^[43] Izarrekin alderatuz, barne fusio konstante batekin berotzen direnak, nano marroiak, denborarekin azkar hozten dira, nano masiboenak, hain masiboak ez direnak baino astiroago hozten dira.

Nano marroi ezagunetarako hautagaien behaketek, igorpen infragorrien distira eta arintze patroi bat erakutsi dute, muturreko haizeek astintzen duten barnealde bero bat ezkutatzen duten hodei nahiko hotz eta opakoen patroiak iradokitzen dituena. Uste denez, gorputz hauen klima biziki bortitza da, Jupiterren ekaitz ospetsuekin konparagarria, baina aise gainditzen dituena.

2013ko urtarrilaren 8an, NASAko Hubble eta Spitzer espazio teleskopioak erabiltzen dituzten astronomoek 2MASS J222889-4310262 izeneko nano marroi baten atmosfera ekaiztsua zundatu zuten, orain arteko nano marroi baten "mapa meteorologiko" zehatzena sortuz. Haizeak bultzatutako planeta baten tamainako hodeiak erakusten ditu. Ikerketa berria nano marroiak ez ezik, Eguzki Sistematik kanpoko planeten atmosferak ere hobeto ulertzeko beste urrats bat da.^[69]

2020ko apirilean, 2MASS J10475385+2124234 nano marroi hurbilean +650 ± 310 metro segundoko haize-abiadurak erregistratu zituztela jakinarazi zuten zientzialariek. Neurketak kalkulatzeko, zientzialariek ezaugarri atmosferikoen errotazio mugimendua, distira aldaketek zehaztua, nano marroiaren barnealdeak sortutako errotazio elektromagnetikoarekin alderatu zuten. Emaitzek, aurreko iragarpenak baieztatu zituzten, nano marroiek, haize indartsuak izango zituztela. Zientzialariek, konparazio metodo hau, beste nano marroi eta exoplaneta batzuen dinamika atmosferikoa esploratzeko erabili ahal izatea espero dute.^[70]

Behaketa-teknikak

Koronografoak, berriki, izar ikusgarri distiratsuen inguruan orbitatzen duten objektu ahulak detektatzeko erabili dira, Gliese 229B kasu.

Karga akoplatuko gailuak (CCD) dituzten teleskopio sentikorrak erabili dira urrutiko izar-kumuluetan objektu ahulak bilatzeko, hala nola Teide 1.

Eremu zabaleko bilaketek objektu ahul indibidualak identifikatu dituzte, hala nola Kelu-1 (30 ly-ko distantziara).

Nano marroiak, sarri, exoplanetak aurkitzeko ikerketetan aurkitzen dira. Exoplanetak detektatzeko metodoek nano marroientzat ere funtzionatzen dute, baina hauek errazago detektatzen dira.

Nano marroiak, euren eremu magnetiko indartsuengatik, irrati igorle indartsuak izan daitezke. Areciboko Behatokiaren eta Very Large Arrayren behaketa programek, objektu hauetako dozena bat baino gehiago detektatu dituzte, nano ultrahotzak ere deitzen direnak, mota honetako beste objektu batzuekin propietate magnetikoak partekatzen dituztelako.^[71] Nano marroien erradio-emisioa detektatuz gero, zuzenean neur daiteke nano horien eremu magnetikoen intentsitatea.

Gertaera gogoangarriak

• 1995: egiaztatutako lehen nano marroia. Teide 1, Pleiadeen kumuluko M8 objektu bat, CCD batekin atzematen da Kanarietako Astrofisika Institutuko Mutxoen Harriaren Espainiako Behatokian.
• Metanozko lehen nano marroia. Gliese 229B aurkitu zen Gliese 229A nano gorria orbitatuz (20 l-ko distantziara), optika egokitzaileko koronografo bat erabiliz Palomar Behatokiko 60 hazbeteko (1,5 m) teleskopio islatzailearen irudiak afinatzeko Kalifornia hegoaldeko Palomar mendian; bere segimenduko espektroskopia infragorria, bere 5 hazbeteko Hale teleskopioarekin, 200 hazbeteko metanoa erakusten du.
• 1998: x izpiak igortzen dituen lehen nano marroia aurkitu zen, Cha Halpha 1, Chamaeleon I hodei ilunean dagoen M8 objektu bat, x izpien iturri bat dela zehazten da, berantiar motako konbekzio izarren antzekoa.
• 1999ko abenduak 15: nano marroi batean aurkitutako lehen x izpi-sugarra. Kaliforniako Unibertsitateko talde batek LP 944-20 (60 M_J, 16 ly-ko distantziara) monitorizatzen du Chandra X izpien Behatokiaren bidez, eta bi orduko sugar bat hartzen du.^[72]
• 2000ko uztailaren 27a: nano marroi batean detektatutako lehen irrati emisioa (erupzioan eta kieszentzian). Very Large Arrayko ikasle talde batek LP 944-20ren emisioa antzeman zuen.^[73]
• 2004ko apirilak 30: hautagai exoplaneta baten lehen detekzioa nano marroi baten inguruan: 2M1207b, VLTarekin aurkitua eta irudi zuzena duen lehen exoplaneta.^[74]
• 2013ko martxoaren 20a: nano marroi sistema hurbilena aurkitu zuten: Luhman 16.^[75]
• 2014ko apirilaren 25a: ezagutzen den nano marroi hotzenaren aurkikuntza. WISE 0855-0714 7,2 argi-urteko distantziara dago (Eguzkitik hurbilen dagoen zazpigarren sistema) eta -48 eta -13 gradu arteko tenperatura du.^[56]

Nano marroia X izpien iturri gisa

Nano marroietan 1999tik detektatutako x izpien erupzioek, euren barnean eremu magnetiko aldakorrak daudela iradokitzen dute, oso masa baxuko izarren antzekoak.

Energia nuklear iturri indartsu zentralik ez duenez, nano marroi baten barnealdea irakiteko edo konbekzio egoera azkar batean dago. Nano marroi gehienek duten errotazio azkarrarekin konbinatzen denean, konbekzioak eremu magnetiko indartsu eta korapilatu bat garatzeko baldintzak ezartzen ditu azaleratik gertu. Chandrak LP 944-20n behatutako sugarrak nano marroiaren gainazalean dagoen material bero magnetizatu eta zurrunbilotsuan izan lezake jatorria. Lurrazaleko sugar batek beroa atmosferara eraman lezake, korronte elektrikoak isurtzea eta x izpien sugarra sortzea ahalbidetuz, tximista bat bezala. Sugarrik gabeko aldian LP 944-20n x izpirik ez egotea ere emaitza esanguratsua da. Nano marroi batek sortutako x izpi konstanteen potentziaren behaketa mugarik baxuena ezartzen du, eta koroak izateari uzten diola erakusten du nano marroi baten gainazaleko tenperatura 2800K azpitik hozten denean eta elektrikoki neutroa bihurtzen denean.

NASAren x izpien Chandra behatokiaren bidez, zientzialariek masa baxuko nano marroi batetik datozen x izpiak detektatu dituzte izar sistema anizkoitz batean.^[76] Lehen aldia da bere izar edo izarretatik (TWA 5A Eguzkiaren antzeko izarrak) hain gertu dagoen nano marroi bat x izpietan ebatzi dela.^[76] "Chandraren gure datuek erakusten dute x izpiak 3 milioi °C-ra dagoen nano marroiaren plasma koronalean sortzen direla", esan du Yohko Tsuboi Chuoko Unibertsitateko (Tokio) ordezkariak.^[76] "Nano marroi hau, gaur egungo eguzkia bezain distiratsua da x izpien argitan, gure eguzkia baino berrogeita hamar aldiz masiboagoa den bitartean", esan zuen Tsuboik.^[76] "Ohar horrek, beraz, aukera ematen du planeta masiboek ere beren kabuz x izpiak igortzeko gaztaroan".^[76]

Nano marroiak irrati iturri gisa

Irrati seinaleak igortzen zituela aurkitu zen lehen nano marroia LP 944-20 izan zen, bere x izpien igorpenetik ikusi zena, nano marroien %5 eta %10 artean, dirudienez, eremu magnetiko indartsuak dituzte eta irrati uhinak igortzen dituzte, eta 40 nano marroi magnetiko ere egon daitezke Eguzkitik 25 pc-ko erradioan, Monte Carloren modelizazioan eta bere batez besteko dentsitate espazialean oinarrituta.^[77] Nano marroien irrati emisioen potentzia, gutxi gora-behera konstantea da, euren tenperaturen aldaketak gorabehera.^[71] Nano marroiek 6 kG-ko indarra duten eremu magnetikoak mantendu ditzakete.^[78] Astronomoen arabera, nano marroietako magnetosferek 10⁷ metroko altuera hartzen dute, euren irrati emisioen propietateak direla eta.^[79] Nano marroien irrati emisioek planeta edo izarren antzekoagoak diren ez da ezagutzen. Nano marroi batzuek irrati pultsu erregularrak igortzen dituzte, batzuetan poloetatik emititutako irrati emisio bezala interpretatzen direnak, baina eskualde aktiboetatik ere emiti daitezke. Irrati uhinen orientazioaren inbertsio erregular eta periodikoak, nano marroien eremu magnetikoek euren polaritatea aldizka inbertitzen dutela adieraz dezake. Inbertsio hauek, nano marroiaren aktibitate magnetiko ziklo baten emaitza izan daitezke, eguzki zikloaren antzekoa.^[80]

Nano marroi bitarrak

Nano marroiak dituzten sistema bitarren orbitaren behaketak nano marroiaren masa neurtzeko erabil daitezke. 2MASSW J0746425+2000321en kasuan, bigarren mailak eguzki-masaren % 6 pisatzen du. Neurri horri masa dinamikoa deitzen zaio.^[81][82] Eguzki Sistematik gertuen dagoen nano marroien sistema, Luhman 16 bitarra da. Sistema honen inguruan planetak antzeko metodo batekin bilatzen saiatu ziren, baina ez zen bakar bat ere aurkitu.^[83]

2M1101AB sistema bitar zabala 20 au baino gehiagoko banaketa zuen lehen sistema bitarra izan zen. Sistema honen aurkikuntzak nano marroien eraketari buruzko behin betiko ikuspegia eman zuen. Lehenago uste zen nano marroi bitar zabalak ez zirela sortzen edo, gutxienez, desintegratzen zirela 1-10 Ma urterekin. Sistema honen existentzia ere ez da bateragarria eiekzioaren hipotesiarekin.^[84] Eiekzioaren hipotesia, nano marroiak sistema anizkoitz batean eratzen diren hipotesi bat zen, baina hidrogenoa erretzeko masa nahikoa irabazi aurretik kanporatuak dira.^[85]

Berrikiago, W2150AB bitar zabala aurkitu zen. Masa proportzioa eta lotura-energia 2M1101AB-ren antzekoak ditu, baina adin handiagoa du eta galaxiaren beste eskualde batean dago. 2M1101AB oso populatua dagoen eskualde batean dagoen bitartean, W2150AB bitarra oso urrun dagoen eremu batean dago. Bere jaioterriko izar kumuluko edozein elkarrekintza dinamikok bizirik iraungo zuen. Bitarra L+T bitar gutxi batzuetakoa ere bada, lurreko behatokiek erraz konpon ditzaketenak. Beste biak SDSS J1416+13AB eta Luhman 16 dira.^[86]

Badira beste sistema bitar interesgarri batzuk, 2MASS J05352184-0546085 nano marroien sistema bitar itzaltzailea kasu.^[87] Sistema honen ikerketa fotometrikoek, sistemako nano marroi ez hain masiboa, bere kide masiboena baino beroagoa dela erakutsi dute.^[88]

Nano zuriak inguratzen dituzten nano marroiak nahiko arraroak dira. GD 165B, L nanoen prototipoa, sistema hauetako bat da.^[89] Nano zurien inguruan orbitatzen duten eta mareak blokeatzen dituen nano marroiak dituzten sistemak bilgarri postkomun bitarrenak edo PCEBenak dira. Lagun nano marroi bat duen nano zuri bat duten 8 PCEB soilik ezagutzen dira, WD 0137-349 AB barne. Nano zuri eta nano marroiko gertuko izar bitar hauen historian, nano marroia izarrak irensten du erraldoi gorri fasean. Jupiterren 20 masatik beherako masa duten nano marroiak, irenstean lurruntzen dira.^[90][91] Nano zurien inguruan orbitatzen duten nano marroien eskasia, sekuentzia nagusiko izarren inguruko nano marroien antzeko behaketekin alderatu daiteke, nano marroien basamortua bezala deskribatuak.^[92][93] PCEBa izar aldakor kataklismiko (CV*) bihurtu daiteke nano marroiarekin emaile bezala,^[94] eta sistemaren azken etapan bitarra fusionatu egin daiteke. CK Vulpeculae nova nano zuri baten eta nano marroi baten arteko fusio baten emaitza izan daiteke.^[95][96]

Oraintsuko garapenak

Eguzki inguruko nano marroien populazioen estimazioek nano marroi bakoitzeko sei izar egon daitezkeela kalkulatzen dute.^[98] 2017ko estimazio berriago batek, RCW 38 izar kumulu masibo gaztetik abiatuta, Esne Bideak 25.000 eta 100.000 milioi nano marroi artean dituela erakutsi zuen.^[99]

2017ko abuztuan argitaratutako ikerketa batean, NASAren Spitzer espazio teleskopioak lodiera aldakorreko hodei estalki batek eragindako nano marroien infragorrien distira aldaketak monitorizatu zituen. Behaketek, nano marroien atmosferetan hedatzen diren eskala handiko uhinen existentzia erakutsi zuten (Neptunoren atmosferaren eta Eguzki Sistemako beste planeta erraldoi batzuen antzera). Uhin atmosferiko hauek hodeien lodiera modulatzen dute eta abiadura ezberdinekin hedatzen dira (ziurrenik errotazio diferentzialaren ondorioz).^[100]

2020ko abuztuan, astronomoek 95 nano marroi aurkitu zituzten Eguzkitik gertu, Backyard Worlds: Planet 9 proiektuaren bidez.^[101]

Nano marroiak, izarren antzera eratzen dira, eta disko protoplanetarioz inguratuta daude,^[102] Cha 110913-773444 kasu. 2017tik aurrera, Herbig-Haro objektu handi batekin konektatuta dagoen protonano marroi bat baino ez da ezagutzen. Mayrit 1701117 nano marroia da, pseudodisko batez eta disko kepleriar batez inguratuta dagoena.^[103] Mayrit 1701117k H 1165 txorrotada botatzen du, 0,7 argi-urteko luzerakoa, batez ere sufre ionizatuan ikusten dena.^[104][105]

Nano marroien inguruko diskoek, izarren inguruko diskoek dituzten ezaugarri berberak dituztela aurkitu da, eta, beraz, nano marroien inguruan akrezioz eratutako planetak egotea espero da.^[102] Nano marroien diskoen masa txikia dela eta, planeta gehienak lehorrekoak izango dira eta ez gas-erraldoiak.^[106] Planeta erraldoi batek nano marroi baten inguruan orbitatzen badu gure ikusmen-lerroaren bidez, orduan, diametro bera dutenez gutxi gora-behera, honek seinale handi bat emango luke transito bidezko detekziorako. Planetek nano marroi baten inguruan duten akrezio eremua nano marroitik oso gertu dago, eta, beraz, marea indarrek eragin handia izango lukete.^[106]

Cha 110913-773444 nano marroia, Chamaeleon konstelazioan 500 argi-urteko distantziara dagoena, miniaturazko planeta sistema bat sortzeko prozesuan egon daiteke. Pennsylvaniako Estatu Unibertsitateko astronomoek gas eta hautsezko disko bat dela uste dutena detektatu dute. Cha 110913-773444 orain arte aurkitutako nano marroirik txikiena da (8 M_J), eta planeta sistema bat osatuko balu, bat duen objekturik txikiena izango litzateke.^[107]

Masa planetario super-Jupiter 2M1207b, 2MASS J044144 eta Oph 98 B objektuak, distantzia orbital handitan nano marroien inguruan orbitatzen dutenak, hodei kolapsoz osa zitezkeen, akrezio bidez eratu beharrean, eta, beraz, azpinano marroiak izan daitezke planeten ordez, masa handi erlatiboetatik eta orbita zabaletatik ondorioztatzen dena. Abiadura erradialaren teknika erabiliz nano marroi bat orbitatzen ari zen masa baxuko lagun baten lehen aurkikuntzak (ChaHα8), abiadura erradialaren teknika erabiliz, UA gutxi batzuetako edo txikiagoko orbitetan dauden nano marroien inguruko planetak detektatzeko bidea prestatu zuen.^[109][110] Hala ere, ChaHα8ko taldekidearen eta primarioaren arteko masa erlazio batekin, 0,3koa gutxi gora-behera, sistema honek izar bitar baten antza du. Ondoren, 2008an, orbita erlatiboki txiki batean (MOA-2007-BLG-192Lb) masa planetarioko lehen laguna aurkitu zen nano marroi bat orbitatzen.^[111]

Litekeena da nano marroiak inguratzen dituzten planetak urik gabeko karbonozko planetak izatea.^[112]

Spitzerrekin egindako behaketetan oinarritutako 2017ko ikerketa baten arabera, 175 nano marroi monitorizatu behar dira gutxienez planeta baten detekzioa bermatzeko ( %95).^[113]

Bizigarritasuna

Nano marroien orbitan dauden balizko planeten bizigarritasuna aztertu da. Gorputz hauek planeta bizigarriak izateko baldintzak iradokitzen dituzten eredu informatikoak oso zorrotzak dira, gune bizigarri estua delarik, hurbilekoa (T nanoa 0,005 UA) eta, denborarekin, beheranzkoa, nano marroiaren hozteagatik. Orbitek eszentrikotasun oso baxukoak izan beharko lukete (10etik 6ra bitartekoak), planetetan berotegi efektua eragingo luketen marea indar indartsuak saihesteko, bizigabeak bihurtuz. Ilargirik ere ez zen egongo.^[114]

• WD 0137-349 B: lehen mailako erraldoi gorri fasetik bizirik atera den lehen nano marroia.^[115]
• 1984an, astronomo batzuek, Eguzkia, detektatu gabeko nano marroi batek orbitatua egon zitekeela esan zuten (batzuetan, Nemesis deitua), Oorten hodeiarekin elkarreragin dezakeena, pasatzen diren izarrek egiten duten bezala. Hala ere, hipotesi hori ez da erabiltzen.^[116]

• 
  Nano marroiaren ilustrazioa
• 
• 

• Fusore (astronomia)
• Materia iluna
• Exoplaneta