Luhman 16

Coordenadas : Mapa del cielo 10 h 49 m 18,723 s , −53 ° 19 ′ 09,86 ″

Luhman 16 (WISE 1049−5319, WISE J104915.57−531906.1) es un sistema binario de enanas marrones en la constelación sur de Vela a una distancia de aproximadamente 6.5 años luz (2.0 parsecs ) del Sol . Estas son las enanas marrones más cercanas conocidas y el sistema más cercano encontrado desde la medición del movimiento propio de la estrella de Barnard en 1916, [10] [11] y el tercer sistema conocido más cercano al Sol (después del sistema Alpha Centauri y Estrella de Barnard). El primario es de tipo espectral L7.5 y el secundario de tipoT0,5 ± 1 (y, por tanto, está cerca de la transición L – T). [5] Las masas de Luhman 16 A y B son 33,5 y 28,6 masas de Júpiter, respectivamente, y se estima que sus edades son de 600 a 800 millones de años. [4] Luhman 16 A y B se orbitan entre sí a una distancia de aproximadamente 3,5 unidades astronómicas [3] con un período orbital de aproximadamente 27 años. [4]

Luhman 16
Luhman 16
Imagen WISE de Luhman 16. En la imagen GMOS del recuadro, se resuelve en un par.
Datos de observación Epoch J2000 [1] Equinox J2000 [1]
      
Constelación Vela
Ascensión recta 10 h 49 m 18.723 s [1]
Declinación −53 ° 19 ′ 09,86 ″ [1]
Caracteristicas
Tipo espectral A: L7,5 [2]
B: T0,5 ± 1 [2]
Magnitud aparente  (i ( sistema de filtro DENIS ) ) 14,94 ± 0,03 [3]
Magnitud aparente  (J ( sistema de filtro 2MASS ) ) 10,73 ± 0,03 [3]
Magnitud aparente  (J ( sistema de filtro DENIS ) ) 10,68 ± 0,05 [3]
Magnitud aparente  (H ( sistema de filtro 2MASS ) ) 9,56 ± 0,03 [3]
Magnitud aparente  (K S ( sistema de filtro 2MASS ) ) 8,84 ± 0,02 [3]
Magnitud aparente  (K S ( sistema de filtro DENIS ) ) 8,87 ± 0,08 [3]
Astrometria
Movimiento adecuado (μ) REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: -2 762 0,16 ± 2,43 [4]  mas / yr
diciembre .: 357,79 ± 3,44 [4]  mas / año
Paralaje (π)500,51 ± 0,11 [5]  mas
Distancia6.516 ± 0.001  ly
(1.9980 ± 0.0004  pc )
Órbita [6]
Periodo (P)27,54+0,39
−0,43 año
Semieje mayor (a)3.557+0.026
−0.023 AU
Excentricidad (e)0,343 ± 0,005
Inclinación (i)100,26 ± 0,05 °
Longitud del nodo (Ω)139,67 ± 0,05 °
Época del periastrón (T)2 017 0,78 ± 0,05
Argumento de periastrón (ω)
(secundario)		128,1 ± 1,5 °
Detalles [7] [8] [4]
Luhman 16A
Masa0,032  M ☉
Masa33,5 ± 0,3 [6]  M Jup
Radio~ 0.85 [nota 1]  R Jup
Luminosidad0,000 0219 [4]  L ☉
Temperatura1350  K
Luhman 16B
Masa0,027  M ☉
Masa28,6 ± 0,3 [6]  M Jup
Radio~ 1.04 [nota 1]  R Jup
Luminosidad0,000 0209 [4]  L ☉
Temperatura1210  K
Posición (relativa a A) [3]
ComponenteB
Distancia angular1,5 ″
Separación observada
(proyectada)		3 AU
Otras designaciones
Sistema completo : LUH 16, [1] Luhman – WISE 1, [1] WISE J104915.57−531906.1, [3] DENIS -P J104919.0−531910, [9] 2MASS J10491891−5319100, [9] IRAS Z10473- 5303, [1] AKARI J1049166-531907, [1] GSC 2,2 S11132026703, [1] GSC 2,3 S4BM006703 [1]

Componente A : Luhman 16A [1]

Componente B : Luhman 16B [1]
Referencias de la base de datos
SIMBADEl sistema
A
B

Las enanas marrones fueron descubiertas por Kevin Luhman , astrónomo de la Universidad Estatal de Pensilvania e investigador del Centro Penn State para Exoplanetas y Mundos Habitables, [10] a partir de imágenes tomadas por el satélite en órbita terrestre Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) - NASA telescopio espacial de 40 cm (16 pulgadas ) de longitud de onda infrarroja , una misión que duró desde diciembre de 2009 hasta febrero de 2011; las imágenes del descubrimiento se tomaron entre enero de 2010 y enero de 2011, y el descubrimiento se anunció en 2013 (el par son los únicos dos objetos anunciados en el documento de descubrimiento). El sistema se encontró comparando imágenes WISE en diferentes épocas para revelar objetos que tienen movimientos propios elevados . [10] [3]

Luhman 16 aparece en el cielo cerca del plano galáctico , que está densamente poblado por estrellas; la abundancia de fuentes de luz dificulta la detección de objetos débiles. Esto explica por qué no se descubrió un objeto tan cerca del Sol en búsquedas anteriores. [3]

Descubrimiento de compañero

Luhman 16 es el disco amarillo en el centro de esta imagen de WISE . Las enanas marrones individuales no se resuelven.

El segundo componente del sistema también fue descubierto por Luhman en 2013 y se anunció en el mismo artículo que el principal. Su imagen de descubrimiento en la banda i fue tomada la noche del 23 de febrero de 2013 con el espectrógrafo de objetos múltiples Gemini (GMOS) en el telescopio Gemini South , Chile . Los componentes del sistema se resolvieron con una distancia angular de 1,5 segundos de arco , correspondiente a una separación proyectada de 3 AU , y una diferencia de magnitud de 0,45 mag. [3]

Precovery

Aunque el sistema se encontró por primera vez en imágenes tomadas por WISE en 2010-2011, posteriormente se descubrió a partir de Digitized Sky Survey (DSS, 1978 ( IR ) y 1992 (rojo)), [3] Infrared Astronomical Satellite ( IRAS , 1983) , [1] Telescopio ESO Schmidt (1984 (rojo)), [1] Catálogo de estrellas guía (GSC, 1995), [1] Levantamiento de infrarrojos cercanos profundos del cielo austral (DENIS, 1999), [3] Dos micrones totalmente Sky Survey ( 2MASS , 1999), [3] y el satélite AKARI (2007). [1]

En la imagen del telescopio Schmidt de ESO, tomada en 1984, la fuente parece alargada con un ángulo de posición de 138 ° . [1] La similitud de este ángulo de posición con el del par resuelto en la imagen GMOS (época 2013) en la Fig. 1 de Luhman (2013) sugiere que el período de tiempo entre 1984 y 2013 puede ser cercano al período orbital del sistema (no lejos de la estimación del período orbital original de Luhman (2013) [3] ). [1]

Eric E. Mamajek propuso el nombre Luhman 16 para el sistema, con los componentes llamados Luhman 16A y Luhman 16B. El nombre se origina en el Washington Double Star Catalog (WDS) actualizado con frecuencia : Luhman ya ha publicado varios descubrimientos nuevos de estrellas binarias que se han compilado en el WDS con el identificador de descubrimiento "LUH". El catálogo WDS ahora enumera este sistema con el identificador 10493−5319 y la designación de descubridor LUH 16. [12]

La razón es que Luhman 16 es más fácil de recordar que WISE J104915.57−531906.1 y que "parece una tontería llamar a este objeto con un nombre de 24 caracteres (espacio incluido)". [1] [13] [nota 2] Los "nombres de números de teléfono" también incluyen WISE J1049−5319 y WISE 1049−5319. Se propuso Luhman – WISE 1 como otra alternativa. [1]

Como objeto binario, también se denomina Luhman 16AB.

Posición en el cielo

Luhman 16 se encuentra en el hemisferio celeste sur en la constelación de Vela . En julio de 2015, sus componentes son los objetos celestes conocidos más cercanos en esta constelación fuera del sistema solar. Sus coordenadas celestes: RA = 10 h 49 m 18,723 s , Dec = −53 ° 19 ′ 09,86 ″. [1]

Distancia

Estrellas y enanas marrones más cercanas al Sol , incluidas WISE 1049−5319 (o Luhman 16 ), a partir de 2014. [14]

El paralaje trigonométrico de Luhman 16 según lo publicado por Sahlmann y Lazorenko (2015) es0,500 51 ± 0.000 11 segundos de arco , que corresponde a una distancia de 6.5166 ± 0.0013 años luz (1.998 ± 0,0004 parsecs ). [5]

Proximidad al Sistema Solar

Actualmente Luhmann 16 es el sistema estelar tercera más cercana conocida / enana marrón al Sol después de la triple Alpha Centauri sistema (4,37 ly ) y la estrella de Barnard (5,98 ly), empujando Lobo 359 (7,78 ly) a la quinta posición, a lo largo de con el descubrimiento de WISE 0855-0714 . También tiene varios registros: la enana marrón más cercana , la enana de tipo L más cercana y posiblemente la enana de tipo T más cercana (si el componente B es de tipo T).

Proximidad a Alpha Centauri

Luhman 16 es el sistema de estrella / enana marrón más cercano a Alpha Centauri , ubicado a 3.577 ly (1.097 pc) de Alpha Centauri AB, y 3.520 ly (1.079 pc) de Proxima Centauri . [nota 3] Ambos sistemas están ubicados en constelaciones vecinas, en la misma parte del cielo visto desde la Tierra, pero Luhman 16 está un poco más lejos. Antes del descubrimiento de Luhman 16, el Sistema Solar era el sistema conocido más cercano a Alpha Centauri.

Luhman 16 está más cerca de Proxima Centauri que de Alpha Centauri AB, al igual que la Tierra, a pesar de que Luhman 16 se encuentra más lejos de la Tierra que el sistema Alpha Centauri. Esto se refleja en el hecho de que Luhman 16 tiene una distancia angular menor a Proxima Centauri que a Alpha Centauri AB en el cielo de la Tierra, y esto hace una mayor contribución a la diferencia de distancia de Luhman 16 a Alpha Centauri que la diferencia de distancia entre ellos y la Tierra.

Movimiento adecuado

Luhman 16A y B se orbitan entre sí a una distancia de solo 3,5 AU . [15]

El movimiento propio de Luhman 16 según lo publicado por García et al. (2017), es de aproximadamente 2.79 ″ / año, que es relativamente grande debido a la proximidad de Luhman 16. [4]

Velocidad radial

La velocidad radial del componente A es 23.1 ± 1.1 km / s (14.35 ± 0.68 mi / s), y la velocidad radial del componente B es 19.5 ± 1.2 km / s (12.12 ± 0.75 mi / s). [8] Dado que los valores de la velocidad radial son positivos, el sistema actualmente se está alejando del Sistema Solar.

Suponiendo estos valores para los componentes, y una relación de masa de Luhman 16 de Sahlmann & Lazorenko (2015) de 0,78, [5] la velocidad radial del baricentro del sistema es de aproximadamente 21,5 km / s (13,4 mi / s). [nota 4] Esto implica que Luhman 16 pasó por el Sistema Solar hace unos 36.000 años a una distancia mínima de aproximadamente 5,05 ly (1,55 pc).

En el artículo de descubrimiento original de Luhman 16, Luhman et al. (2013) estimaron el período orbital de sus componentes en unos 25 años. [3]

García y col. (2017), utilizando observaciones de archivo que se extienden a lo largo de 31 años, encontraron un período orbital de 27,4 años con un eje semi-mayor de 3,54 AU. Esta órbita tiene una excentricidad de 0,35 y una inclinación de 79,5 °. Se encontró que las masas de los componentes eran 34,2+1,3
−1,2  M Jup y 27,9+1,1
−1,0  M Jup , respectivamente, con una relación de masa de aproximadamente 0,82. [4]

Con los datos de Gaia DR2 en 2018, su órbita se refinó a un período de27,5 ± 0,4 años, con un eje semi-mayor de3,56 ± 0,025 AU , una excentricidad de0.343 ± 0.005 , y una inclinación de100.26 ° ± 0.05 ° (mirando en la dirección opuesta como encontró el estudio de 2017). Sus masas se refinaron adicionalmente para 33,51+0,31
−0,29  M Jup y 28.55+0,26
−0,25  M Jup . [6]

Estos resultados son consistentes con todas las estimaciones anteriores de la órbita y las masas de los componentes. [4] [1] [2] [5]

La enana marrón pertenece con un 96% de probabilidad al disco delgado de la Vía Láctea y, por lo tanto, no pertenece a un grupo joven en movimiento . [1] Basado en líneas de absorción de litio , el sistema tiene una edad máxima de aproximadamente 3-4,5 Gyr . [16] [17] Las observaciones con el VLT mostraron que el sistema tiene más de 120 Myr . [18]

En diciembre de 2013, se informaron perturbaciones de los movimientos orbitales en el sistema, lo que sugiere un tercer cuerpo en el sistema. El período de este posible compañero fue de unos meses, lo que sugiere una órbita alrededor de una de las enanas marrones. Cualquier compañero tendría que estar por debajo del límite de masa de la enana marrón, porque de lo contrario se habría detectado a través de imágenes directas. Estimaron las probabilidades de un falso positivo en 0,002%, asumiendo que las mediciones no se habían realizado por error. De confirmarse, este habría sido el primer exoplaneta descubierto astrométricamente. Ellos estiman que el planeta probablemente tenga una masa entre "unos pocos" y 30  M Jup , aunque mencionan que un planeta más masivo sería más brillante y por lo tanto afectaría el "fotocentro" o la posición medida de la estrella. Esto dificultaría la medición del movimiento astrométrico de un exoplaneta a su alrededor. [7]

El seguimiento astrométrico posterior de Luhman 16 con el Very Large Telescope ha excluido la presencia de cualquier tercer objeto con una masa superior a 2  M Jup orbitando alrededor de cualquiera de las enanas marrones con un período de entre 20 y 300 días. Luhman 16 no contiene planetas gigantes cercanos. [5]

Las observaciones con el telescopio espacial Hubble en 2014-2016 confirmaron la inexistencia de enanas marrones adicionales en el sistema. Además, descartó cualquier objeto de masa de Neptuno (17  M ⊕ ) con un período orbital de uno a dos años. [19] Esto hace que la existencia del exoplaneta candidato previamente encontrado sea muy poco probable.

Un estudio de Gillon et al. (2013) encontraron que Luhman 16B exhibía una iluminación superficial irregular durante su rotación. [20] El 5 de mayo de 2013, Crossfield et al. (2014) utilizaron el European Southern Observatory Es Very Large Telescope (VLT) de observar directamente el sistema Luhman 16 durante cinco horas, el equivalente a una rotación completa de Luhman 16B. [21] [22] Su investigación confirmó a Gillon et al. 's observación, la búsqueda de una, gran región oscura en las latitudes medias, un área brillante cerca de su polo superior, y la iluminación moteada en otro lugar. Sugieren que esta iluminación variante indica "nubes globales irregulares", donde las áreas más oscuras representan nubes gruesas y las áreas más brillantes son agujeros en la capa de nubes que permiten la luz del interior. [21] [22] Gillon y col. determinó que los patrones de iluminación de Luhman 16B cambian rápidamente, día a día. [20]

Aunque también se ha observado Luhman 16A de la misma manera que 16B, no se encontró una variación similar en la iluminación. [22] [20]

  • "> Reproducir medios

    Mapa de superficie de Luhman 16B recreado a partir de observaciones del VLT

  • "> Reproducir medios

    Impresión artística de Luhman 16B basada en las observaciones del VLT

    • En un estudio de Osten et al. (2015), 16 Luhmann se observó con el Australia Telescope Compact Array , en las ondas de radio y con el Observatorio de rayos X Chandra de rayos-X . No se encontró actividad de radio o rayos X en Luhman 16 AB, y se presentaron restricciones sobre la actividad de radio y rayos X, que son "las restricciones más fuertes obtenidas hasta ahora para la luminosidad de radio y rayos X de cualquier enana ultrafría". [23]

    1. ^ a b De:, dónde es la luminosidad, es el radio, es la temperatura superficial efectiva y es la constante de Stefan-Boltzmann .
    2. ^ En la primera versión impresa electrónica del artículo se utilizó la designación WISE J104915.57−531906, que es un formato incorrecto para los identificadores WISE porque se omitieron los dos últimos caracteres ".1", por lo que se mencionó que es un "Nombre de 22 caracteres". En la segunda (y última) versión del e-print se utilizó la designación correcta de 24 caracteres.
    3. ↑ Asumiendo paralaje de Luhman 16 de Sahlmann & Lazorenko (2015): 500.51 mas , paralaje de Alpha Centauri AB de Söderhjelm (1999): 747.1 mas , y paralaje de Proxima Centauri de Benedict et al. (1999): 768,7 mas .
    4. ^ (23,1 + 19,5 * 0,78) / (1 + 0,78) ≈ 21,5.

    1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w Mamajek, Eric E. (2013). "En la enana marrón binaria cercana WISE J104915.57-531906.1 (Luhman 16)". arXiv : 1303.5345 [ astro-ph.SR ].
    2. ^ a b c Burgasser, Adam J .; Sheppard, Scott S .; Luhman, KL (agosto de 2013). "Espectroscopia de infrarrojo cercano resuelto de WISE J104915.57-531906.1AB: un binario de inversión de flujo en la transición enana L / T". El diario astrofísico . 772 (2): 129. arXiv : 1303.7283 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 772..129B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 772/2/129 . S2CID  54198323 .
    3. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q Luhman, KL (2013). "Descubrimiento de una enana marrón binaria a 2 pc del sol". Las cartas de la revista astrofísica . 767 (1): L1. arXiv : 1303.2401 . Código Bibliográfico : 2013ApJ ... 767L ... 1L . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 767/1 / L1 . S2CID  8419422 .
    4. ^ a b c d e f g h yo j García, E. Víctor; Ammons, S. Mark; Salama, Maissa; Crossfield, Ian; Bendek, Eduardo; et al. (2017). "Masas individuales, independientes del modelo de la binaria enana marrón conocida más cercana al sol". El diario astrofísico . 846 (2): 97. arXiv : 1708.02714 . Código Bibliográfico : 2017ApJ ... 846 ... 97G . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aa844f . S2CID  119231762 .
    5. ^ a b c d e f Sahlmann, Johannes; Lazorenko, Petro F. (octubre de 2015). "Relación de masa de la enana marrón binaria de 2 pc LUH 16 y límites en los compañeros planetarios de la astrometría". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: Cartas . 453 (1): L103 – L107. arXiv : 1506.07994 . Código Bibliográfico : 2015MNRAS.453L.103S . doi : 10.1093 / mnrasl / slv113 . S2CID  84178005 .
    6. ^ a b c d Lazorenko, PF; Sahlmann, J. (octubre de 2018). "Astrometría actualizada y masas de la binaria enana marrón LUH 16". Astronomía y Astrofísica . 618 . A111. arXiv : 1808.07835 . Código Bib : 2018A & A ... 618A.111L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833626 . S2CID  119540451 .
    7. ^ a b Boffin, Henri MJ; Pourbaix, D .; Mužić, K .; Ivanov, VD; Kurtev, R .; et al. (Enero 2014). "Posible descubrimiento astrométrico de una compañera subestelar del sistema enano marrón binario más cercano WISE J104915.57-531906.1". Astronomía y Astrofísica . 561 : L4. arXiv : 1312.1303 . Código Bib : 2014A & A ... 561L ... 4B . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201322975 . S2CID  33043358 .
    8. ^ a b Kniazev, AY; Vaisanen, P .; Mužić, K .; Mehner, A .; Boffin, HMJ; et al. (Junio ​​del 2013). "Caracterización de la enana marrón binaria L / T cercana WISE J104915.57-531906.1 a 2 Parsecs del sol". El diario astrofísico . 770 (2): 124. arXiv : 1303.7171 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 770..124K . doi : 10.1088 / 0004-637X / 770/2/124 . S2CID  26666665 .
    9. ^ a b "WISE J104915.57-531906.1 - Enana marrón (M <0.08solMass)" . SIMBAD . Consultado el 17 de enero de 2014 .
    10. ^ a b c Kennedy, Barbara K. (11 de marzo de 2013). "El sistema de estrellas más cercano encontrado en un siglo" . Facultad de Ciencias Eberly de la Universidad Estatal de Pensilvania . Consultado el 11 de marzo de 2013 .
    11. ^ Plait, Phil (11 de marzo de 2013). "¡Hola, vecino! Las nuevas estrellas gemelas son las terceras más cercanas al sol" . Pizarra . Mala astronomía . Consultado el 11 de marzo de 2013 .
    12. ^ "Catálogos USNO Double Star: Notas" . Catálogo Washington Double Star . Archivado desde el original el 21 de diciembre de 2016 . Consultado el 20 de septiembre de 2013 .
    13. ^ Mamajek, Eric E. (2013). "Comentarios sobre la enana marrón binaria cercana WISE J104915.57-531906". arXiv : 1303.5345v1 [ astro-ph.SR ].
    14. ^ Clavin, Whitney; Harrington, JD (25 de abril de 2014). "Telescopios Spitzer y WISE de la NASA encuentran vecino cercano y frío del sol" . NASA . Archivado desde el original el 26 de abril de 2014 . Consultado el 25 de abril de 2014 .
    15. ^ "Enanos bailarines" . Spacetelescope.org . El 5 de junio de 2017 . Consultado el 6 de junio de 2017 .
    16. ^ Faherty, Jacqueline K .; Beletsky, Yuri; Burgasser, Adam J .; Tinney, Chris; Osip, David J .; Filippazzo, Joseph C .; Simcoe, Robert A. (agosto de 2014). "Firmas de nube, temperatura y gravedad de los espectros de las enanas marrones más cercanas" . Revista astrofísica . 790 (2): 90. arXiv : 1406,1518 . Código Bibliográfico : 2014ApJ ... 790 ... 90F . doi : 10.1088 / 0004-637X / 790/2/90 . ISSN  0004-637X .
    17. ^ Burgasser, Adam J .; Sheppard, Scott S .; Luhman, KL (agosto de 2013). "Espectroscopía de infrarrojo cercano resuelto de WISE J104915.57-531906.1AB: un binario de inversión de flujo en la transición de enano L / T" . Revista astrofísica . 772 (2): 129. arXiv : 1303.7283 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 772..129B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 772/2/129 . ISSN  0004-637X .
    18. ^ Lodieu, N .; Zapatero Osorio, MR; Rebolo, R .; Béjar, VJS; Pavlenko, Y .; Pérez-Garrido, A. (septiembre de 2015). "Espectroscopía VLT X-Shooter de la binaria enana marrón más cercana" . A&A . 581 : A73. arXiv : 1506.08848 . Bibcode : 2015A & A ... 581A..73L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201424933 . ISSN  0004-6361 .
    19. ^ Bedin, LR; Pourbaix, D .; Apai, D .; Burgasser, AJ; Buenzli, E .; et al. (Septiembre de 2017). " Astrometría del telescopio espacial Hubble del sistema binario enana marrón más cercano. I. Descripción general y órbita mejorada". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 470 (1): 1140-1155. arXiv : 1706.00657 . Código bibliográfico : 2017MNRAS.470.1140B . doi : 10.1093 / mnras / stx1177 . S2CID  119385778 .
    20. ^ a b c Gillon, M .; Triaud, AHMJ; Jehin, E .; Delrez, L .; Opitom, C .; et al. (Julio 2013). "Clima de rápida evolución para el más fresco de nuestros dos nuevos vecinos subestelares". Astronomía y Astrofísica . 555 : L5. arXiv : 1304.0481 . Bibcode : 2013A y A ... 555L ... 5G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201321620 . S2CID  53347195 .
    21. ^ a b Crossfield, Ian; Hook, Richard (29 de enero de 2014). "Primer mapa meteorológico de la enana marrón" . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 30 de enero de 2014 .
    22. ^ a b c Crossfield, IJM; Biller, B .; Schlieder, JE; Diácono, NR; Bonnefoy, M .; et al. (30 de enero de 2014). "Un mapa global de nubes de la enana marrón conocida más cercana" (PDF) . Naturaleza . 505 (7485): 654–656. arXiv : 1401.8145 . Código Bibliográfico : 2014Natur.505..654C . doi : 10.1038 / nature12955 . PMID  24476888 . S2CID  4459375 .
    23. ^ Osten, Rachel A .; Melis, Carl; Stelzer, Beate; Bannister, Keith W .; Radigan, Jackie; et al. (Mayo de 2015). "Las restricciones más profundas en la actividad magnética de radio y rayos X en enanos ultrafríos de WISE J104915.57-531906.1". Las cartas de la revista astrofísica . 805 (1): L3. arXiv : 1504.06514 . Código Bibliográfico : 2015ApJ ... 805L ... 3O . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 805/1 / L3 . S2CID  118152106 .

    • Gandhi, P .; Hecho, C .; Ivanov, VD; Huelamo, N. (26 de abril de 2013). "No detección de rayos X de la binaria enana marrón más cercana WISE 1049-5319" . El telegrama del astrónomo . 5012 (5012): 1. Bibcode : 2013ATel.5012 .... 1G .
    • Burgasser, AJ; Faherty, J .; Beletsky, Y .; Plavchan, P .; Gillon, M .; et al. (2013). "Luhman 16AB: un binario de transición L / T notable y variable a 2 piezas del sol". Memorie della Societa Astronomica Italiana . 84 (4): 1017. arXiv : 1307.6916 . Código bibliográfico : 2013MmSAI..84.1017B .Ver presentación de diapositivas relacionada .
    • Biller, Beth A .; Crossfield, Ian JM; Mancini, Luigi; Ciceri, Simona; Southworth, John; et al. (Noviembre de 2013). "El tiempo en las enanas marrones más cercanas: Monitoreo simultáneo de variabilidad de longitud de onda múltiple resuelto de WISE J104915.57-531906.1AB". Las cartas de la revista astrofísica . 778 (1): L10. arXiv : 1310.5144 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 778L..10B . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 778/1 / L10 . S2CID  56107487 .

    • WISE 1049-5319 AB en Solstation.com
    • "WISE atrapa a las enanas marrones más cercanas descubiertas hasta ahora" en Universe Today
    • "Comprobando a nuestros nuevos vecinos" en Astrobites.org
    • La enana marrón más cercana podría recordarte a Júpiter AstroBob, 13/05/20