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| Descubriendo Enanas Marrones Jesús Salvador Giner |
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existencia de las enanas marrones no se ha podido demostrar hasta
hace pocos años. No obstante, en muchas ocasiones los astrofísicos
habían postulado su presencia entre el espacio interestelar.
Era de esperar encontrar astros que tuvieran una naturaleza según
la cual no pudieran considerarse estrellas, pero tampoco fueran exactamente
planetas. Es decir, una especie de término medio entre ambos.
Esta posibilidad empezó a tomar forma cuando quedaron establecidos
los rangos de masa y dimensiones de las estrellas y de los planetas,
y se vio que existía un “hueco” bastante grande
en el que, al parecer, no encajaba ningún tipo de astro. Entonces
la Astronomía inició la búsqueda de ese cuerpo
desconocido que, tal vez, ocupara un escalón intermedio del
bestiario galáctico.En 1963, Kumar realizó una serie de importantes cálculos numéricos los cuales sirvieron para afinar con mayor precisión algunas características de este (hipotético aún) nuevo tipo de astro. Kumar pudo dilucidar aspectos físicos como su masa y radio, elaborando posteriormente con estos datos el diagrama H-R, que mostraba la evolución en el tiempo de estos cuerpos. En 1975, Jill Tarter publicó su tesis doctoral en la que dedicaba un capítulo a unas (también hipotéticas) estrellas demasiado pequeñas para que pudieran observarse directamente pero que podían tener una influencia notable en la dinámica de las galaxias del cúmulo de Coma, en la constelación de la Cabellera de Berenice. El profesor de Tarter, Joe Silk, le había sugerido la posibilidad de que este tipo de astros fuera el responsable de la estabilidad de todo el grupo galáctico de Coma. Una gran cantidad de estas nuevas y escurridizas estrellas serían suficientes para aportar el necesario equilibrio al conjunto, que de otra forma, según la teoría, el cúmulo de Coma no tendría. Tarter, para diferenciar a este tipo de astros de las estrellas convencionales, les llamó enanas marrones, en una denominación que se ha mantenido en la actualidad. Resulta curioso la gran cantidad de apelativos que había, incluso después del trabajo de Tarter, para designar a estos astros; enanas negras, enanas rojas, enanas café (en México), enanas mulatinhas (en Brasil, por supuesto), Júpiteres gigantes, enanas infrarrojas, estrellas fracasadas, estrella liliputienses... . Sin embargo, pese a lo gracioso de algunos de ellos, al final enanas marrones fue la ganadora del concurso. Las enanas marrones se forman, según se cree, de una manera parecida a como lo hacen las estrellas convencionales; en masas de gas y polvo. Estas nubes moleculares situadas a lo largo y ancho del espacio interestelar tienen una masa muy pequeña, y cuando ésta es del orden de 80 o 70 masas la de Júpiter (0,08 veces la solar, aproximadamente), entonces la nube de gas se fragmenta dando lugar a una enana marrón. La contracción por efectos de la gravedad que sufren estos astros en sus primeras etapas de vida provoca un aumento importante de la energía radiada, lo que hace aumentar a su vez la temperatura interior. En el caso de las estrellas corrientes, cuando tal contracción se halla en su punto culminante y la temperatura es de varios millones de grados, la nube alcanza el instante en que se enciende el horno nuclear de su interior, impidiendo que prosiga la contracción, y empieza a brillar: el hidrógeno de la estrella se está convirtiendo en helio. Así es como las estrellas convencionales detienen su contracción y emiten su luz al espacio, pero en una enana marrón las cosas no suceden de la misma manera. Como la masa de la nube que va a originar una enana marrón es muy pequeña, la temperatura interna del objeto en formación no va a poder ser jamás la suficiente para encender el horno nuclear, de modo que la futura enana marrón no dispondrá de la energía de las estrellas normales para brillar, sino que únicamente podrá hacerlo si continúa contrayéndose poco a poco, a lo largo de millones de años. Claro que la contracción no será eterna. A falta de temperaturas altas que permitan la fusión nuclear (el mecanismo que produce energía y luz en el Sol y las estrellas), las enanas marrones irán radiando al espacio su exigua energía, comprimiendo su tamaño sin parar hasta que las condiciones físicas de su interior ya no lo permitan; en ese momento, la enana marrón dejará de brillar, extinguiendo su luz para siempre. En comparación con los miles de millones de años de vida de estrellas como nuestro Sol, las enanas marrones sólo disponen de un exiguo lapso de existencia. Es por ello y otros motivos por lo que la detección de las enanas marrones es tan complicada y no ha sido coronada con éxito hasta hace muy poco tiempo: todas ellas son de una luminosidad insignificante, y además es necesario que se hallen dentro de su etapa de juventud para poder ser observadas con menor dificultad. Las enanas marrones más viejas son aún menos luminosas, y sólo van a poder detectarse en condiciones extraordinarias. Las características de una enana marrón han sido deducidas de muchos estudios observacionales y teóricos, y aunque aún haya incertidumbre en algunas de ellas, parecen ser una buena aproximación general a lo que es un astro de este tipo. En primer lugar, su distribución en el espacio que circunda al Sol es, probablemente, muy numerosa. Aunque hasta el momento las enanas marrones detectadas se hallan en distancias lejanas (Teide 1 y Calar 3 están confinadas en el cúmulo de las Pléyades, a más de 400 años luz de la Tierra, por ejemplo), una búsqueda con los instrumentos y técnicas disponibles para la región cercana al Sol sólo va a hallar forzosamente unos pocos ejemplos de enanas marrones, pudiendo haber muchos más inobservables. En este caso es útil observar estrellas de masa pequeña e intentar descubrir si hay alguna enana marrón orbitándolas. Pero sucede que la mayoría de las estrellas de la vecindad solar tienen edades que superan los 1.000 millones de años, por lo que si tuvieran una enana marrón de compañera, ésta sería muy vieja también, y resultaría difícil localizarla. Sin embargo, es razonable pensar que si existen tantas estrellas en la Vía Láctea y tantos planetas extrasolares como se viene demostrando desde hace una década, entonces no hay por qué suponer que respecto a las enanas marrones la situación sea distinta. Podría haber un centenar de enanas marrones en un radio de tan sólo 50 años luz alrededor del Sol. O incluso más. La temperatura en superficie de una enana marrón es de sólo 2.600 grados Kelvin, en comparación con los 6.000 grados del Sol. En su interior, la primera tiene menos de tres millones de grados (justo en el límite inferior en el que pueden iniciarse las reacciones nucleares de fusión), mientras que en el Sol es de 15 millones de grados. Estas temperaturas tan reducidas son las responsables de que la enana marrón sea tan difícil de observar. Las masas típicas de las enanas marrones son exiguas; sólo son habitualmente unas 50 veces más masivas que Júpiter (el Sol lo es más de 1.000 veces), aunque oscilan entre ese valor y las 70 masas de Júpiter. Con tan poco combustible en su interior, es lógico pensar que las enanas marrones no van a brillar demasiado. Si estos astros tuviesen una masa sólo el doble, de unas 100 masas de la de Júpiter, entonces sí serían estrellas por derecho propio. Pero las pobres se han quedado a mitad de camino. Las luminosidades típicas de las enanas marrones dan una idea de lo poco brillantes que son y de lo difícil que es poder detectarlas; los ejemplares jóvenes tienen una luminosidad de sólo 8·10-4 la solar, es decir, sólo ocho diezmilésimas la de nuestra estrella. En casos de enanas marrones más viejas, la luminosidad desciende hasta 6·10-6 (6 millonésimas) la solar. El tamaño de las enanas marrones se mantiene curiosamente casi invariable aunque cambie mucho su masa (figura 1). Son prácticamente igual de grandes una enana marrón de unas pocas veces la masa de Júpiter que otra que se acerque al límite inferior de las masas típicas de las estrellas. Los radios habituales son similares al de Júpiter (por ejemplo en el caso de GL 229 B) o ligeramente mayor o menor. Por tanto, son astros de elevada densidad, ya que en ese volumen están concentrados una masa que es de entre 50 y 70 veces la de Júpiter, como hemos dicho. |
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| 1995 fue un año muy importante dentro del mundo de la Astronomía. Fue entonces cuando se hizo público lo que aparentaba ser un planeta en torno a otra estrella, 51 Pegasi. A este hallazgo se han sumado muchos otros, hasta alcanzar la cifra de algo más de 130 planetas en la actualidad, en más de un centenar de sistemas extrasolares. Pero aunque 1995 deba recordarse por este motivo, hubo otro descubrimiento no menos trascendental; la detección de la primera enana marrón, realizada precisamente por astrofísicos españoles. A partir de entonces, lentamente, su número ha ido creciendo, pero 1995 marcó un hito por ser el año en que estos dos nuevos tipos de cuerpos celestes engrosaron las listas del saber humano. Los planetas ya no eran exclusivos de nuestro Sistema Solar, y además descubríamos la existencia del eslabón intermedio entre ellos y las estrellas. Ahí es nada. | ||||||
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 Teide
1 |
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| Fue la primera enana marrón detectada en la historia de la Humanidad y verificada como tal. La encontraron Rafael Rebolo, E. L. Martín y A. Magazzù dentro del cúmulo de las Pléyades, en la constelación de Tauro (figura 2). | ||||||
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| Obviamente se eligió este cúmulo para
buscar enanas marrones porque precisamente se trata de un agrupamiento
estelar muy joven, con estrellas de pocos millones de años
de edad, de modo que es posible encontrar allí enanas marrones
relativamente luminosas, en el caso de que las haya entre los varios
centenares de astros que componen este cúmulo. Además
de su cercanía (alrededor de 400 años luz), las Pléyades
apenas se ven afectadas por la absorción interestelar, y su
composición química es muy similar a la del Sistema
Solar. Todo ello hace de M 45 un lugar fantástico para encontrar
enanas marrones. Teide 1 (así llamada en honor al observatorio desde donde fue descubierta) se sitúa a unos escasos 16 minutos de arco del centro de M 45 (aproximadamente la mitad del tamaño de la Luna llena), y su magnitud en filtro infrarrojo es de 18,8 (figura 3). Los espectros obtenidos del objeto indican que se trata de un cuerpo muy frío, probablemente de tipo espectral M 9 (V), y que su temperatura es de alrededor de 2.400 ºK en superficie (el Sol alcanza los 5.800 ºK), con una luminosidad que apenas llega a la milésima solar. Su masa es del orden de 0,07 veces la del Sol, integrado por tanto dentro de la clase de objetos subestelares (figura 4). Este valor es apenas unas decenas de veces el de Júpiter, y se halla justo en el límite entre lo que se supone es un cuerpo subestelar y una estrella propiamente dicha. |
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