Enanos marrones: estrellas oscuras

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

• Astronomia

Sin embargo, cuando hablamos de planetas gigantes como Júpiter, tenemos que cambiar nuestro modelo. Estos planetas no tienen una superficie rígida como la que tienen los planetas terrestres, y además la lista de componentes principales es totalmente diferente.

Al igual que en el caso de las estrellas, están constituidas principalmente por hidrógeno y helio. Siguiendo este camino, podríamos pensar que los distintivos que caracterizan a las estrellas y a los planetas gigantes estaban en una diferencia de tamaño, por lo que habría que tratar de analizar el problema de la frontera entre estos astros. Este es el tema que trataremos en este artículo.

La frontera entre las estrellas y los planetas anteriormente mencionados está ocupada por los objetos denominados estrellas enanas marrones. Como veremos al analizar su evolución, en el núcleo nunca se alcanza una temperatura suficiente para producir reacciones termonucleares. Por eso, aunque le llamemos estrella, si es necesario, deberíamos considerarlas como maleza.

Como es sabido, las estrellas son consecuencia de la contracción de las nubes formadas por gas interestelar y polvo, repartidas por el espacio. Esta contracción provocada por la fuerza de la gravedad hace que se produzca como una protoestrella con mayor energía interna y temperatura. Si la conversión a la energía interna de la gravedad es suficientemente grande, la temperatura en el centro de la estrella será lo suficientemente alta como para que comiencen los procesos que transformarán el hidrógeno en helio, y entonces decimos que el protoestrella se convierte en estrella.

La transformación de la energía de gravedad hacia la energía interna depende del proceso de contracción y, por tanto, de la masa de la nube. En consecuencia, el problema de la frontera entre estrellas y planetas radica en la determinación de la masa mínima necesaria para que se produzcan reacciones termonucleares. Este valor crítico se considera ligeramente inferior a la décima parte de la masa del Sol (0,08 M 0). Está claro, _pues, que los enanos marrones, con una masa alrededor de dicho valor, son objetos que no evolucionan de la situación de protoestrella a la estrella.

Sin embargo, aunque parezca lo contrario, las protoestrellas (y los enanos marrones que no se convertirán en estrellas) tienen un periodo de gran claridad. Cuando se inicia la primera contracción, la nube es transparente a la radiación. Por tanto, vemos la luz emitida por todo el volumen. En el caso de la estrella común, las capas interiores son opacas y no nos llega más que la emitida por la superficie. Por ello, la luminosidad protoestrella (y enanos marrones) puede ser en este período inicial unas docenas de veces mayor que la de una estrella similar al Sol.

Sin embargo, son muy pocos los objetos que se encuentran y se ven en esta fase. La razón está en la brevedad de un período de gran claridad, ya que en los casos más comunes sólo se sitúa en torno a los diez millones de años.

Esta duración es mil veces menor que la de la vida de una estrella parecida al Sol. Por eso, no podemos esperar más que encontrar una protoestrella luminosa por cada mil estrellas normales que vemos en el amasado. Algunas de ellas se convertirán en estrellas, mientras que otras permanecen enanas marrones. En este último caso, en el núcleo no se genera energía que resista la fuerza de gravedad y la contracción continuará hasta que la materia llegue a un estado degenerado de muy alta densidad.

En este proceso, por supuesto, el nano pierde transparencia, y como la capa o superficie emisora es tan pequeña, la luminosidad se convierte en diez o cien milésimas de la del Sol. Por supuesto, el enano marrón será invisible, salvo que esté muy cerca. Además, según estudios teóricos, la mayor intensidad de emisión se sitúa en el campo de los infrarrojos. En consecuencia, la absorción de la atmósfera también es mayor, dificultando las labores de detección.

Sin embargo, en la actualidad se conoce un astro que podría tener un enano marrón a su alrededor y los astrofísicos están estudiando en profundidad. El nano blanco G29-38B es el capaz de hacerlo. El espectro de este tipo de estrellas es bastante conocido y, al compararlo con el del caso mencionado, se aprecia una diferencia evidente en el campo del infrarrojo: La emisión del G29-38B es mucho más intensa que la del modelo. El incremento, según se cree, sería introducido por un astro que estaría muy cerca del nano blanco y emitiría en el infrarrojo. Como colofón a la descripción de la naturaleza de estas matorrales daremos un nuevo detalle. Diferentes investigaciones dan límites mínimos diferentes para considerar un objeto como un enano marrón. Habitualmente, el valor está en torno a 0.02 M _0. Por tanto, el planeta Júpiter, que también tiene emisión infrarroja, no es totalmente diferente de un enano marrón, y podríamos considerarlo de alguna manera como un enano marrón.

Además de la importancia que tiene el estudio de los enanos marrones para conocer la evolución de las estrellas, el estudio también tiene interés cosmológico. Como hemos dicho, los enanos marrones son muy difíciles de ver. Por ello, hasta la fecha no se han tenido en cuenta a la hora de calcular la densidad del Universo, pero su aportación puede ser de gran importancia.