¿Cuándo una estrella no es una estrella?

Artist's conception of the Epsilon Indi system. The two brown dwarfs orbit their common center of mass, which in turn orbits the much more distant primary component, a Sun-like star. By mapping the orbital motion of the brown dwarfs, the team was able to determine their masses. Much like our Solar System's giant planets, brown dwarfs are thought to have cloud belts that encircle the entire object and give it a striped appearance. Illustration is by Roberto Molar Candanosa and Sergio Dieterich, courtesy of the Carnegie Institution for Science.

La línea que separa las estrellas de las enanas marrones pronto será más clara gracias al nuevo trabajo dirigido por Serge Dieterich de Carnegie. Publicado por The Astrophysical Journal, los hallazgos de su equipo demuestran que las enanas marrones pueden ser más masivas de lo que los astrónomos pensaban anteriormente.

Para brillar, las estrellas necesitan la energía derivada de la fusión de átomos de hidrógeno en sus interiores. Si es demasiado pequeño, la fusión de hidrógeno no puede ocurrir, por lo que el objeto se enfría, se oscurece y se convierte en algo llamado enana marrón.

Muchos investigadores están tratando de determinar la masa, la temperatura y el brillo de los objetos en ambos lados de esta división.

"Entender el límite que separa las estrellas de las enanas marrones mejorará nuestra comprensión de cómo se forman y evolucionan, y si pueden albergar o no planetas habitables", explicó Dieterich.

Dieterich y sus colegas, incluidos Alycia Weinberger de Carnegie, Alan Boss, Jonathan Gagné, Tri Astraatmadja y Maggie Thompson, demostraron que las enanas marrones pueden ser más masivas de lo que los astrónomos pensaban.

Las enanas marrones son objetos subestelares que ocupan el rango de masa entre los planetas gigantes gaseosos más pesados y las estrellas más ligeras, teniendo masas entre aproximadamente 13 a 75-80 veces la de Júpiter (MJ), o aproximadamente 2,5×10²⁸ kg a to 1,5×10²⁹ kg. Debajo de este rango se encuentran las sub enana marrón, y por encima las enanas rojas menos pesadas (M9 V). Las enanas marrones pueden ser totalmente convectivas, sin capas ni diferenciación química por profundidad.

Comparación: la mayoría de las enanas marrones son sólo ligeramente más grandes que Júpiter (10-15%), pero pueden ser hasta 75 veces más pesadas debido a su alta densidad. Nota: El Sol no está a escala y sería más grande. Crédit: NASA/JPL-Caltech/UCB

Los últimos modelos teóricos predicen que el límite que separa las estrellas de las enanas marrones ocurre en objetos que están entre 70 y 73 veces la masa de Júpiter, o alrededor del 7 por ciento de la masa de nuestro Sol, pero los resultados de Dieterich y el equipo cuestionan esta predicción.

El equipo de Dieterich observó dos enanas marrones, llamadas Epsilon Indi B y Epsilon Indi C, que son parte de un sistema que también incluye una estrella de luminosidad media: Epsilon Indi A. Las dos enanas marrones son demasiado débiles para ser estrellas, pero sus masas son respectivamente 75 y 70 veces mayores que las de Júpiter, según los hallazgos de los investigadores.

El equipo realizó estas mediciones utilizando datos de dos estudios a largo plazo — The Carnegie Astrometric Planet Search at the Carnegie en el Observatorio Carnegie Las Campanas y la Investigación Parallax del Observatorio Interamericano Cerro Tololo administrado por el Consorcio de Investigación de Estrellas cercanas — que les permitió detectar movimientos de minutos de las dos enanas marrones sobre el fondo de estrellas más distantes.

Para sorpresa del equipo, sus descubrimientos pusieron a Episilon Indi B y C en lo que anteriormente se consideraba el dominio estelar, aunque sabemos por otras observaciones que no son estrellas.

"Tomados en conjunto, nuestros resultados significan que los modelos existentes deben revisarse", concluyó Dieterich. "Mostramos que las enanas marrones más pesadas y las estrellas más livianas solo pueden tener ligeras diferencias en la masa. Pero a pesar de esto, están destinados a diferentes vidas: una destinada a ser tenue y fría, la otra brillando durante miles de millones de años ".

Una definición mejorada de la línea divisoria entre estrellas y enanas marrones también podría ayudar a los astrónomos a determinar cuántos de cada uno existen en nuestra propia galaxia, agregó Weinberger.

"Estamos interesados en si las estrellas y las enanas marrones siempre existen en la misma proporción entre sí en las regiones de formación estelar, lo que podría ayudarnos a comprender la habitabilidad general de nuestra galaxia", dijo.

Fuente: Carnegiescience