Enanas marrones: quince años desde su descubrimiento

Víctor J. S. Bejar / 01-02-2011

Durante la celebración de la "IX Reunión Científica" de la Sociedad Española de Astronomía (13-17 Septiembre de 2010) se cumplieron quince años del descubrimiento de la primera enana marrón, Teide 1, por Rafael Rebolo y su grupo de colaboradores el 14 Septiembre de 1995. Tan sólo dos meses más tarde se encontraba la segunda enana marrón, Gl 229 B, alrededor de una estrella de la vecindad solar en un trabajo liderado por Nakajima.

En estos quince años el campo de las enanas marrones ha sido uno de los que ha experimentado un mayor desarrollo dentro de la Astrofísica, sólo equiparable al de los planetas extrasolares, con el que guarda una estrecha relación. Aunque los primeros de ellos se encuentran en 1992 alrededor de un púlsar, es también en 1995 cuando se produce un enorme auge en esta disciplina con el hallazgo por los investigadores Mayor y Queloz de 51 Peg b, el primer planeta descubierto orbitando alrededor de una estrella similar al Sol.

¿Qué entendemos por enana marrón? ¿En qué se diferencia de los planetas?

Las enana marrones son objetos subestelares que, al contrario que las estrellas, no son capaces de alcanzar en su interior la temperatura necesaria para quemar hidrógeno. Según los modelos actuales, esto sucede en objetos cuya masa es inferior a unas 75 veces la de Júpiter si su composición es similar a la del Sol. Existe una prueba para confirmar enanas marrones, el denominado "test del litio", que busca la presencia de este elemento en su atmósfera. Se basa en que estos objetos son incapaces de quemar litio cuando su masa no llega a 65 veces la de Júpiter.

Las enanas marrones poseen masas intermedias entre las estelares y las planetarias, pero mientras que la separación con las estrellas está bien definida, la diferencia entre planetas y enanas marrones es todavía una cuestión sujeta a debate. Muchos recordarán la polémica que se originó en 2006 con la resolución de la Unión Astronómica Internacional (UAI) que redefinió el concepto de planeta dentro de nuestro Sistema Solar, lo que supuso la exclusión de Plutón como planeta clásico. Sin embargo, actualmente aún no existe un consenso formal sobre la definición de planeta extrasolar.

Algunos autores prefieren establecer la separación entre enanas marrones y planetas en base a sus propiedades físicas intrínsecas y definen a estos últimos como objetos que no son capaces de quemar deuterio, lo que según los modelos actuales ocurre cuando sus masas son inferiores a unas 13 veces la de Júpiter. Otros optan por distinguirlos en función de sus mecanismos de formación: los planetas son objetos subestelares que orbitan alrededor de estrellas y que se forman en discos protoplanetarios. Actualmente la definición de trabajo establecida por la UAI indica que son planetas los objetos que orbitan en torno a estrellas con una masa por debajo de la quema de deuterio y enanas marrones los objetos subestelares por encima de este límite. En cambio, los objetos subestelares por debajo del límite para la quema de deuterio pero que flotan libremente no son planetas, se denominan "planetas aislados", "objetos aislados de masa planetaria" o "sub-enanas marrones", entre otros términos.

La característica principal de las enanas marrones, en particular, y de los objetos subestelares, en general, es que en su interior no se produce la fusión de hidrógeno. Esto determina que sus propiedades físicas, que evolucionan en el tiempo, sean muy diferentes a las de las estrellas. Al contrario que éstas, no alcanzan una fase estable o "secuencia principal". Las enanas marrones presentan temperaturas muy frías, inferiores a 3.000 K (el Sol está a unos 5.780 K) y son muy débiles (varios ordenes de magnitud menos brillantes que nuestra estrella). Tan sólo en las primeras etapas, cuando aún son jóvenes y están contrayéndose, son relativamente más brillantes que las estrellas más frías (estrellas "rojas") y tienen temperaturas similares a ellas. Posteriormente, las enanas marrones se contraen hasta que su interior llega a un estado degenerado, alcanzan un tamaño similar al de Júpiter y continúan evolucionando hacia temperaturas cada vez más frías y con menor brillo. Podemos afirmar que cuando se forman se parecen más a las estrellas de baja masa, mientras que con el paso del tiempo y su enfriamiento progresivo se asemejan a los planetas gigantes de nuestro Sistema Solar.

Las temperaturas extremadamente frías presentes en las atmósferas de las enanas marrones producen fenómenos como la condensación de granos de polvo o la formación de metano (CH4). La presencia de esta molécula junto con otras como la de vapor de agua (H2O) da lugar a intensas bandas de absorción que se aprecian en sus espectros (radiación que nos llega a distintas longitudes de onda). A principios del siglo XX, el estudio de la luz de las estrellas dio paso a la clasificación de las mismas en los tipos espectrales O, B, F, G, K y M. Las investigaciones de las enanas marrones han determinado la aparición de dos nuevas clases espectrales, "L" y "T", que se corresponden con temperaturas de 2.200-1.500 K y 1.500-500 K, respectivamente.

Respecto a la formación de las enanas marrones, hay dos grandes teorías que intentan explicarla. Una aboga por un origen similar al de las estrellas pero para una masa menor y la otra por un origen parecido al que se acepta para los planetas, a partir de discos protoplanetarios.

Durante estos quince años se han encontrado centenares de enanas marrones, la mayoría de ellas son objetos de tipo L y T. En la actualidad se conocen unas 600 enanas L y 200 T. No todos los objetos de clase L son enanas marrones, ya que las estrellas menos masivas pueden alcanzar también temperaturas muy frías. Todavía no se sabe si la primera enana L, que fue encontrada en 1988 como compañera de la enana blanca GD 165, es una estrella de baja masa o una enana marrón. En cambio, los modelos actuales indican que todos los objetos T sí lo son.

En 1997 fue identificada y confirmada por el test de litio la primera enana marrón de tipo L, Kelu-1. Posteriormente se localizaron numerosas enanas L en las grandes búsquedas de todo el cielo como 2MASS (Two Micron All Sky Survey), DENIS (Deep Near Infrared Survey) o SDSS (SloanDigital Sky Survey). En 1998 se encontraron las primeras enanas L jóvenes, Roque 25 y G 196-3 B, en el cúmulo de las Pléyades y alrededor de una estrella joven de la vecindad solar, respectivamente.

En el año 2000 fue el turno de los primeros objetos de tipo L en regiones de formación estelar, concretamente en Orión. Según los modelos estos objetos tienen masas por debajo de la quema del deuterio y son denominados objetos aislados de masa planetaria o planetas aislados. Otro objeto de tipo L de gran interés es 2M 1207 b, el primer planeta extrasolar del que se pudo obtener una imagen. Se encontró en 2004 orbitando alrededor de una enana marrón en la joven asociación de TW Hydrae. No hay que olvidar que la mayoría de los más de 500 planetas conocidos fuera de nuestro Sistema Solar han sido identificados con técnicas indirectas como la velocidad radial o los tránsitos, tan sólo una decena de ellos han sido detectados directamente.

En referencia a las enanas T, la primera que se encontró fue Gl 229 B, girando en torno a la estrella del mismo nombre. Posteriormente se han hallado muchas más en el marco de los proyectos 2MASS y SDSS, aunque sólo unas pocas en cúmulos y regiones de formación. La primera de ellas fue S Ori 70, descubierta en 2002 en un cúmulo alrededor de la estrella sde la constelación de Orión. Más recientemente, búsquedas como UKIDSS (UKirt Infrared Deep Sky Survey) han encontrado algunas de las enanas T más frías conocidas, con temperaturas estimadas de unos 500-600 K, similares a la de Venus. Es muy probable que en un futuro no muy lejano se hallen enanas marrones aún más frías, cuyas temperaturas sean equivalentes a las de los demás planetas de nuestro Sistema Solar.

Todos estos descubrimientos han permitido determinar que las enanas marrones son muy abundantes, suponen alrededor de 1/3 del total de las estrellas aunque su contribución en masa es inferior al 10%. La investigación en este campo ha evolucionado desde los descubrimientos iniciales en los primeros años hacia una caracterización más precisa y detallada de sus propiedades físicas. Por ejemplo se ha podido medir la distancia a la que se encuentran numerosas enanas L y T de la vecindad solar gracias al método de la paralaje, lo que ha permitido determinar con precisión su brillo intrínseco.

Otro resultado significativo ha sido la medición por vez primera de las masas de algunas enanas marrones binarias a partir de su movimiento orbital aplicando las sencillas leyes de Kepler. Hasta este logro esta determinación se hacía a partir de modelos teóricos de interior y evolución subestelar que no están tan contrastados como las leyes de la gravedad, pero que todavía se utilizan. El descubrimiento reciente de enanas marrones binarias eclipsantes en la nebulosa de Orión y las medidas de tránsitos de enanas marrones alrededor de estrellas realizadas por el satélite COROT (COnvection ROtation and planetary Transits) han permitido determinar el tamaño de estos objetos. Se ha podido comprobar que el radio de las enanas marrones es aproximadamente la mitad que el del Sol en sus primeras etapas de formación y similar al de Júpiter cuando son viejas.

Finalmente, otro gran salto hacia delante en el estudio de las enanas marrones, especialmente después del lanzamiento del telescopio espacial Spitzer, ha sido el descubrimiento de discos protoplanetarios a su alrededor que podrían dar lugar a la formación de planetas de un modo similar al de los del Sistema Solar. Por todo ello es posible que en un futuro no muy lejano encontremos planetas rocosos alrededor de enanas marrones. Incluso no sería extraño que el primer planeta similar a la Tierra se descubra orbitando en torno a una enana marrón en vez de una estrella.

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El autor

Víctor J. S. Bejar es Licenciado en Ciencias Físicas por la Universidad Complutense de Madrid, Doctor en Astrofísica por la Universidad de La Laguna y, actualmente, Investigador Ramón y Cajal del Instituto de Astrofísica de Canarias.

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