Problema de medida con las “enanas marrones frías”

Los astrónomos acaban de medir por primera vez la masa de una serie de enanas marrones. Estas “estrellas enanas” son muy pequeñas y luminosas. Los investigadores descubrieron que sus modelos teóricos no se ajustan totalmente con las observaciones. Aunque escaso, este desacuerdo va a obligarlos a revisar sus apuntes.

Desde los trabajos de pioneros como Edington, Milne y Chandrasekhar, la teoría de la estructura estelar es un ámbito incluido en la astrofísica. Permite relacionar la masa de una estrella con su temperatura y su luminosidad. Pero existe una serie de objetos bastante particulares que se encuentran a medio camino entre las estrellas y los planetas, son las enanas marrones.

Estos últimos son demasiado grandes como para clasificarlos como gigantes gaseosos, como Júpiter, pero tampoco se producen reacciones termonucleares, su se excluye la fusion de deuterio que se produce en las enanas marrones más grandes encontradas.

Eso no quiere decir que estos astros son inertes y no irradian. Al igual que las proto-estrellas o el propio Jupiter, se contraen lentamente y se convierte en energía gravitacional liberada en forma de calor. Denominado Kelvin-Helmoltz, el nombre de los investigadores del siglo XIX que inicialmente propusieron esa teoría para explicar la luminosidad del sol, es gracias a este proceso que los cuerpos se calientan e irradian calor aunque sea débilmente.

Los astrofísicos predicen una relación entre la masa de las enanas marrones, su luminosidad y su temperatura de superficie. Medir estos dos últimos es relativamente fácil, quedaba por medir la masa.

Como para las estrellas normales, eso sólo puede hacerse si se dispone de un sistema binario. Midiendo el tamaño y la periodicidad de la órbita de este sistema de dos cuerpos, resulta posible determinar la masa de las dos estrellas y es así como los astrofísicos pudieron probar su teoría de la estructura estelar, la misma espina dorsal de la astrofísica.

2MASS 1534-2952AB, observada en infrarrojo, estando en órbita alrededor de una estrella de tipo solar a la derecha. Imagen: Dr. Michael Liu (Institute for Astronomy, University of Hawai)



La determinación de las masas de dos sistemas binarios de enanas marrones, 4 estrellas puede realizarse gracias a varios años de observaciones pacientes y meticulosas con ayuda el telescopio óptico Keck II, sobre el Mauna Kea en Hawai.

Pero las enanas marrones son objetos pequeños, sus órbitas no son muy grandes y es necesario disponer de un telescopio dotado de una resolución excelente para formar dos imágenes distintas de estos astros. Sin el empleo de las técnicas de la óptica adaptante para liberarnos de la turbulencia de la atmósfera, sería imposible.

Al crear una estrella artificial en el cielo con un rayo láser, los astrónomos miden hasta cierto punto la turbulencia de la atmósfera y un sistema de guiado controla los espejos del telescopio para corregir la imagen deteriorada por la turbulencia atmosférica.

130948BC en infrarrojo. Imagen: Sr. Trent Dupuy, Dr. Michael Liu (Institute for Astronomy, University of Hawai)

Los dos sistemas binarios observados son los más fríos que se conocen. En el primer caso, se trata de estrellas que contienen metano en sus atmósferas y son conocidas baj el nombre de 2MASS 1534-2952AB. Su masa total es de alrededor de 30 veces la de Jupiter, la mitad (mas o menos) para cada estrella del binario, lo que hace suma solamente un 6% de la del Sol.

En el segundo caso, las medidas proporcionaron una masa total del 11% de la del Sol, compartida también del mismo modo, y como se esperaba, estas estrellas son un poco más calientes que en caso del primer binario. A este sistema se le conoce bajo el nombre de HD 130948BC.

Pero MASS 1534-2952AB parece demasiado frío respecto a su masa y su luminosidad, mientras que HD 130948BC es más caliente que lo que predice la teoría de la estructura estelar.

En la medida que los astrónomos puedan tomar medidas más precisas es probable que a los astrofísicos les toque revisar sus modelos teóricos.

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