Nans marrons: estrelles fosques

1989/02/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

No obstant això, quan parlem de planetes gegants com Júpiter, hem de canviar el nostre model. Aquests planetes no tenen una superfície rígida com la que tenen els planetes terrestres, i a més la llista de components principals és totalment diferent.

Igual que en el cas de les estrelles, estan constituïdes principalment per hidrogen i heli. Seguint aquest camí, podríem pensar que els distintius que caracteritzen a les estrelles i als planetes gegants estaven en una diferència de grandària, per la qual cosa caldria tractar d'analitzar el problema de la frontera entre aquests astres. Aquest és el tema que tractarem en aquest article.

La frontera entre les estrelles i els planetes anteriorment esmentats està ocupada pels objectes denominats estavelles nanes marrons. Com veurem en analitzar la seva evolució, en el nucli mai s'aconsegueix una temperatura suficient per a produir reaccions termonuclears. Per això, encara que li diguem estrella, si és necessari, hauríem de considerar-les com a mala herba.

Com és sabut, les estrelles són conseqüència de la contracció dels núvols formats per gas interestel·lar i pols, repartides per l'espai. Aquesta contracció provocada per la força de la gravetat fa que es produeixi com una protoestrella amb major energia interna i temperatura. Si la conversió a l'energia interna de la gravetat és prou gran, la temperatura en el centre de l'estrella serà prou alta com perquè comencin els processos que transformaran l'hidrogen en heli, i llavors diem que el protoestrella es converteix en estrella.

La transformació de l'energia de gravetat cap a l'energia interna depèn del procés de contracció i, per tant, de la massa del núvol. En conseqüència, el problema de la frontera entre estrelles i planetes radica en la determinació de la massa mínima necessària perquè es produeixin reaccions termonuclears. Aquest valor crític es considera lleugerament inferior a la desena part de la massa del Sol (0,08 M 0). És clar, _doncs, que els nans marrons, amb una massa al voltant d'aquest valor, són objectes que no evolucionen de la situació de protoestrella a l'estrella.

No obstant això, encara que sembli el contrari, les protoestrellas (i els nans marrons que no es convertiran en estrelles) tenen un període de gran claredat. Quan s'inicia la primera contracció, el núvol és transparent a la radiació. Per tant, veiem la llum emesa per tot el volum. En el cas de l'estrella comuna, les capes interiors són opaques i no ens arriba més que l'emesa per la superfície. Per això, la lluminositat protoestrella (i nans marrons) pot ser en aquest període inicial unes dotzenes de vegades major que la d'una estrella similar al Sol.

No obstant això, són molt pocs els objectes que es troben i es veuen en aquesta fase. La raó està en la brevetat d'un període de gran claredat, ja que en els casos més comuns només se situa entorn dels deu milions d'anys.

Aquesta durada és mil vegades menor que la de la vida d'una estrella semblant al Sol. Per això, no podem esperar més que trobar una protoestrella lluminosa per cada mil estrelles normals que veiem en el pastat. Algunes d'elles es convertiran en estrelles, mentre que unes altres romanen nanes marrons. En aquest últim cas, en el nucli no es genera energia que resisteixi la força de gravetat i la contracció continuarà fins que la matèria arribi a un estat degenerat de molt alta densitat.

En aquest procés, per descomptat, el nano perd transparència, i com la capa o superfície emissora és tan petita, la lluminositat es converteix en deu o cent mil·lèsimes de la del Sol. Per descomptat, el nan marró serà invisible, tret que estigui molt a prop. A més, segons estudis teòrics, la major intensitat d'emissió se situa en el camp dels infrarojos. En conseqüència, l'absorció de l'atmosfera també és major, dificultant les labors de detecció.

No obstant això, en l'actualitat es coneix un astre que podria tenir un nan marró al seu voltant i els astrofísics estan estudiant en profunditat. El nano blanc G29-38B és el capaç de fer-ho. L'espectre d'aquesta mena d'estrelles és bastant conegut i, en comparar-lo amb el del cas esmentat, s'aprecia una diferència evident en el camp de l'infraroig: L'emissió del G29-38B és molt més intensa que la del model. L'increment, segons es creï, seria introduït per un astre que estaria molt prop del nano blanc i emetria en l'infraroig. Com a colofó a la descripció de la naturalesa d'aquestes matolls donarem un nou detall. Diferents recerques donen límits mínims diferents per a considerar un objecte com un nan marró. Habitualment, el valor està entorn de 0.02 M _0. Per tant, el planeta Júpiter, que també té emissió infraroja, no és totalment diferent d'un nan marró, i podríem considerar-lo d'alguna manera com un nan marró.

A més de la importància que té l'estudi dels nans marrons per a conèixer l'evolució de les estrelles, l'estudi també té interès cosmològic. Com hem dit, els nans marrons són molt difícils de veure. Per això, fins avui no s'han tingut en compte a l'hora de calcular la densitat de l'Univers, però la seva aportació pot ser de gran importància.