Enana marrón

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Imagen de Gliese 229B, una enana marrón.

Una enana marrón es un objeto de masa subestelar, incapaz, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. Sin embargo, apenas tiene diferenciación química según la profundidad, ya que ha sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales. El límite superior de masas es relativamente bien conocido, estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas (M_J), según el grado de metalicidad. Por lo que respecta al límite inferior que las separaría de los gigantes gaseosos más masivos, éste sería el de unas 13 M_J, momento a partir del cual el objeto es capaz de fusionar todo su deuterio. A partir de 65 M_J, además de deuterio también queman tritio.

La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000 K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente, dicha reacción no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas «fallidas», ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el Sol, pero con muy poca masa para brillar. Son muy parecidas a los planetas gaseosos; no son del todo planetas pero no son del todo estrellas.

Notas históricas[editar]

En 1963 el astrofísico de origen indio Shiv Kumar fue el primero en estudiar teóricamente la evolución y propiedades de estrellas de masa muy inferior a las que se conocían por aquel entonces. Sus cálculos corresponderían a lo que hoy denominamos enanas marrones. Kumar denominó a estos objetos enanas negras. El nombre Brown Dwarf fue propuesto en 1975 por la astrofísica Jill Tarter, famosa por ser la portavoz del proyecto SETI. Existe discrepancia acerca del uso de los nombres enana marrón o enana café a nivel mundial, aunque en español se ha impuesto enana marrón mayoritariamente. La primera enana marrón verificada fue Teide 1, en 1995, en el telescopio IAC-80 del Observatorio del Teide (Tenerife), por un grupo español de astrofísicos pertenecientes al IAC. La enana marrón mejor caracterizada es Gliese 229B, la compañera de menor masa de la estrella Gliese 229.

Identificación y prueba de litio[editar]

Esta ilustración muestra el tamaño de nuestro Sol comparado con una enana marrón, Júpiter y la Tierra.

El litio es un elemento especialmente interesante para diferenciar estos objetos de las estrellas de baja masa, ya que es destruido rápidamente en las reacciones de fusión del hidrógeno (en concreto en las cadenas PPII) debido a que reacciona con el hidrógeno a tan solo 1.000.000 K. Las estrellas poco masivas (< 0,1MS) son enteramente convectivas, por lo que sus interiores están bien mezclados y el litio se quema junto con el hidrógeno en pocos millones de años. En cambio, las estrellas de masas similares o mayores que la del Sol sí que mantienen litio en sus atmósferas, ya que la convección no logra penetrar hasta el núcleo. En una enana marrón, debido a su baja masa, el hidrógeno no llega a alcanzar las temperaturas y presiones necesarias para desencadenar su fusión y el litio no es destruido, permaneciendo en la enana marrón durante toda su existencia. Este litio puede ser detectado a través de sus espectros de emisión característicos, constituyendo esta prueba el modo clásico de identificación de enanas marrones. La prueba fue usada por primera vez por el grupo del IAC capitaneado por Rafael Rebolo. La prueba no es perfecta, ya que puede haber estrellas muy poco masivas en las que la quema del litio aún no haya concluido debido a su lentitud en las reacciones. También se barajó la posibilidad de medir la ausencia de deuterio para comprobar si se trata de una enana marrón o no, pero este dato se reveló más difícil de medir, ya que las líneas espectrales del hidrógeno y el deuterio son muy parecidas.

Brillo y tipo espectral[editar]

La emisión de poca energía por parte de estos astros lleva a que sea muy difícil observarlos de una manera directa desde grandes distancias. A pesar de esto, varios centenares de enanas marrones han sido identificadas, con temperaturas superficiales que varían entre 800 y 2000 grados Celsius. La temperatura superficial es una función creciente con la masa y decreciente con la edad del objeto.

Enanas marrones y planetas extrasolares[editar]

Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. En particular, se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional de una nube molecular. En 2003 se detectó en la constelación de Orión un grupo de objetos de tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masas jovianas.

Habitabilidad[editar]

La posible habitabilidad de planetas que orbitaran una enana marrón ha sido estudiada, y dichos estudios muestran que las condiciones para que uno de estos astros tenga un planeta habitable son extremadamente estrictas debido tanto a que la zona habitable es muy estrecha (y además estrechándose y acercándose a la enana marrón al ir enfriándose el astro con el tiempo), como a que en particular la excentricidad orbital de tales planetas debe de ser extremadamente baja (del orden de 10-6) para evitar que se creen fuerzas de marea que acaben por producir en ellos un efecto invernadero descontrolado que los vuelva inhabitables.[1] .

Enlaces externos[editar]

Referencias técnicas[editar]

  1. Barnes, Rory; Heller, René (2011). «Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary». Astrobiology 13 (3):  pp. 279–291. doi:10.1089/ast.2012.0867. Bibcode2013AsBio..13..279B.