En la década de 1930 se propuso la existencia de las estrellas de neutrones y fue hasta 1967 que se descubrió la primera, en la Nebulosa del Cangrejo. Fue un objeto concebido en la imaginación de los astrónomos y sustentado en modelos matemáticos, antes de comprobar su existencia. No es la primera vez que se adelantan los astrónomos a un acontecimiento así. Halley anunció que un cometa regresaría y así sucedió en la Navidad de 1758. Le Verrier y Adams propusieron la existencia de un planeta más allá de Urano y en 1846 se descubrió Neptuno. Schwarzchild calculó que una estrella con suficiente masa sería capaz de capturar la luz y no dejarla escapar y en años recientes los hoyos negros se han detectado aquí y allá a pesar de que son objetos literalmente invisibles. Otro de los objetos más elusivos son las enanas cafés, sin embargo, la teoría predice que estos cuerpos celestes deben ser más abundantes que cualquier tipo de estrella.
¿Qué son las enanas cafés? Son casi estrellas: esferas de gas (hidrógeno y helio, principalmente) producidas por la contracción gravitacional de las nubes moleculares que habitan el medio interestelar, entre los brazos de la Galaxia. Actualmente conocemos más de 5,000 nubes moleculares que están produciendo estrellas nuevas en su interior (y deben estar produciendo también cantidades masivas de enanas cafés). ¿Cuál es la diferencia entre una estrella y una enana café? Que las enanas cafés no son estrellas. El estatus de estrella sólo lo pueden alcanzar aquellas esferas gaseosas cuya presión interna y temperatura son lo suficientemente elevadas para desencadenar y sostener reacciones de fusión nuclear. Una enana café es incapaz de sostener reacciones termonucleares, es por lo tanto, un objeto frío, una estrella fallida.
MASA, PRESION Y TEMPERATURA
La presión y temperatura que alcanzan las auténticas estrellas se debe a la carga aplastante a la que el núcleo es sometido. A mayor masa, mayor presión en el centro y a mayor presión, mayor calor. (El Sol tiene una masa de casi 333,000 Tierras). Cuando hay suficiente masa, la temperatura se eleva a 10 millones de grados kelvin (k), suficiente para iniciar los procesos de fusión nuclear. Las enanas cafés no tienen suficiente masa, ni presión, ni temperatura. Tienen menos del 8% de la masa solar (0.08 M). Una estrella con un poco más de masa será una estrella enana roja: fría (2,500 k en la superficie) y oscura, pero estrella al fin.
De cada 100 estrellas que se forman en una nube molecular, cuando menos 80 suelen ser enanas rojas y es probable que por cada enana roja haya 30, 50 o hasta 100 enanas cafés. Las estrellas gigantes azules y súper masivas –por otro lado- serán súper escasas. Muy escasas –sí- pero muy fáciles de localizar: su resplandeciente brillo las delata. En contraste, las enanas rojas -las estrellas más frías- son tan opacas que difícilmente las podemos encontrar, a menos que estén relativamente cerca. ¿Qué podemos esperar entonces de las enanas cafés?¡Deben ser muy oscuras!
Enana café no es el nombre más apropiado para estos objetos, pues su color es más bien rojizo y oscuro. Su tamaño –además- no es tan pequeño. Las más pequeñas son 10 veces más grandes que las enanas blancas y unas 10,000 veces más grandes que las estrellas de neutrones. Sería equivocado también llamarlas estrellas, pues no lo son.
LUMINOSIDAD POR COLAPSO GRAVITACIONAL Y POR FUSION DE DEUTERIO
Existe una ventaja: una enana café de reciente formación puede brillar tanto como una enana roja inmadura, emitiendo radiación infrarroja (IR). La producción de energía se debe principalmente a la contracción gravitacional: las capas superiores de la enana café estarán aplastando al núcleo, incrementando la presión. La temperatura se eleva en su interior pero no puede impedir que la estrella se siga contrayendo. La radiación IR escapa al espacio desde su superficie y la enana café se enfría poco a poco hasta que se extingue como un tizón separado de la fogata. Es precisamente su casi nula luminosidad lo que hace que las enanas cafés sean tan difíciles de detectar.
Si una enana café es lo suficientemente masiva, puede tener un período de fusión de deuterio. El deuterio es una forma pesada de Hidrógeno –un isótopo-. Un neutrón se asocia a un protón (que es el núcleo del átomo Hidrógeno) En esta etapa, la producción de energía es también muy similar a la de una enana roja. Cuando la fusión de deuterio cesa, la enana café se enfría y se condensa aún más, reduciendo hasta el 90% de su radio. Se considera que el período de enfriamiento puede ser relativamente corto (de 100 a 1,000 millones de años). Después de este tiempo, su temperatura se habrá reducido a la mitad y su débil luz a sólo el 10% de lo que antes emitía. Se estima que las enanas cafés en proceso de enfriamiento deben tener una temperatura de 1,500 a 2,500 k aproximadamente. Una enana café completamente colapsada ha de tener casi el mismo tamaño que Júpiter (unas 10 veces el tamaño de la Tierra). Lo que impide una contracción mayor es el rechazo entre electrones, la materia en el interior de una enana café fría y vieja está en degeneración. Si bien su tamaño puede ser menor que el de Júpiter, su densidad puede ser casi 90 veces más alta.
La presión interna en las enanas cafés obliga al hidrógeno a comportarse como un líquido y una delgada atmósfera molecular envuelve a la enana café. Su superficie es gaseosa y a mayor profundidad el gas se espesa gradualmente hasta tornarse líquido. Algo semejante sucede en Júpiter y Saturno, pero éstos tienen un núcleo rocoso y la enana café no.
¿Qué sucede después de su contracción máxima? Nada interesante. El tamaño se ha de conservar pero su luminosidad se va perdiendo hasta hacerse prácticamente indetectable. Después de 10,000 millones de años (duración máxima del Sol) la enana café habrá dado unas 40 vueltas a la Galaxia y será un objeto opaco y frío de sólo 500 a 600 k de temperatura. Pero tal vez no pase todo ese tiempo en balde: es probable que nuestra fría amiga pueda interactuar fortuitamente con alguna nube molecular y acarree el gas y polvo necesarios para convertirse por fin en una estrella. Tal vez sea sólo cuestión de esperar a que le llegue su turno, pero mientras esto sucede, es posible que la Vía Láctea se esté sobre poblando con estos singulares objetos.
¿ENANA CAFÉ = MATERIA OSCURA?
Es posible que los astrónomos hayan detectado accidentalmente una sustancial porción de las enanas cafés que habitan la Galaxia. ¿De qué manera? Por su influencia gravitacional. Cada una ejerce una atracción muy pequeña en su alrededor pero como son muchísimas, el efecto acumulativo debe ser importante. Los astrónomos aseguran que -en conjunto- las estrellas normales, las nebulosas y los cúmulos representan únicamente el 10% de la masa de la Galaxia. El 90% de la masa restante ejerce su influencia gravitacional, pero no es visible. Por tal motivo los astrónomos le llaman Materia Oscura. Es posible que un porcentaje importante de la Materia Oscura esté conformada por una multitud de enanas cafés que eluden nuestros telescopios. (Se dice además, que la Materia Oscura puede estar constituida también por hoyos negros, cometas, partículas exóticas, nubes interestelares e intergalácticas, etc.)
UNA CACERIA DIFICIL
En la búsqueda de enanas cafés, tal vez sea posible detectar sólo aquellas de reciente formación (aún calientitas): entonces, hay que buscar su emisión IR y medir su temperatura. En su emisión de IR cercano las enanas cafés tienen el aspecto de cuasares de alto corrimiento al rojo. Es también recomendable buscarlas en la vecindad de otra estrella. Después de todo, más de la mitad de las estrellas en la Galaxia comparten un espacio relativamente íntimo con una o más compañeras: los sistemas binarios son comunes. Es posible que una enana café participe en un sistema binario o múltiple, no muy lejos de la Tierra. La interacción entre una estrella conocida y su compañera menos brillante permite deducir la masa del sistema y de cada una. Así, se puede determinar la masa de una estrella sospechosamente micromasiva. En un principio, la escasez de candidatas a enana café empezó a preocupar a algunos…¿será que no existen?
Afortunadamente, desde la década de 1980 existían ya candidatas a enana café. Veamos algunos ejemplos:
Los astrónomos Willian Forrest, Michael Skrutskie y Mark Shure encontraron que la compañera de la estrella Gliese 569 tenía una emisión IR que apuntaba a una temperatura muy baja. Gliese 569 B –como es conocida- orbita a la estrella primaria por una distancia de 50 u.a. (unidades astronómicas, distancia promedio entre el Sol y la Tierra o casi 150 millones de Km.). Su temperatura es de cuando menos 2,400 k. Más fría que una enana roja, pero algunos piensan que no tanto como para ser una enana café.
Ben Zuckerman y Eric Becklin iniciaron una búsqueda de enanas cafés en órbita de enanas blancas. Las enanas blancas –piensan- son tan opacas que no deben competir tan desigualmente con la luminosidad de la enana café, y un exceso en radiación IR debe ser indicio de enana café (Las enanas blancas emiten cantidades proporcionalmente bajas de radiación IR). La búsqueda rindió frutos: La enana blanca GD 165 muestra indicios de estar acompañada por una fuente de radiación IR a 120 u.a. (3 veces la distancia entre el Sol y Plutón) La temperatura de GD 165B es de unos 2,100 k y se estima que su masa es de 0.06 M. Buen candidato, pero aún así, hay quienes insisten que se trata de una enana roja.
Otro caso similar es el de la estrella Giclas 29-38, aquí hay una fuente emisora de IR que orbita a la enana blanca. La emisión corresponde aparentemente a un objeto cuya temperatura es de unos 1,200 k. Suena bien, pero otros sugieren que esta emisión posiblemente provenga de un disco de gas y polvo (disco de acreción) alrededor de la enana blanca. Aún si en los dos casos anteriores se tratara de una enana café, es probable que su origen se deba a la interacción de algún planeta con los gases que su –ya muerta- compañera despidió antes de convertirse en enana blanca. Sería algo así como una enana blanca creada “artificialmente”.
Otro recurso para localizar enanas cafés –y planetas, de paso- es detectar y medir los vaivenes de una estrella mediante el análisis de su espectro. De este modo se puede establecer el período del sistema binario y las masas correspondientes. Así encontró David Latham la compañera invisible de HD 114762 con una masa mínima de 14M (Masas Jovianas o de Júpiter) y un período orbital de 84 días. Sin embargo, ajustando la geometría del Sistema, otros han calculado que su masa puede ser lo suficientemente alta para contemplar una posible enana roja. ¿Por qué son tan difíciles de convencer los astónomos? ¡Les gusta jugar a ser el abogado del diablo! La ciencia es así: para establecer una verdad, no debe caber la menor duda y es necesario tener pruebas irrefutables para identificar positivamente a una enana café.
¿Cómo distinguir una auténtica enana café?
1.- Su masa debe ser menor a 0.08 Masas solares. Se dice generalmente que la masa de una enana café será de 10 a 80 M y que un objeto de menor masa debe ser un planeta.
2.- Su luminosidad no debe exceder a 1 cien milésimo de la luminosidad del Sol. (0.00001 L )
3.- Debe tener una órbita muy excéntrica. Si la órbita es más bien circular, es probable que sea un planeta, formado en un disco de acreción.
4.- Su atmósfera debe poseer moléculas que no puedan sobrevivir fácilmente en una estrella: como litio, metano y agua. La relativa abundancia de litio en una estrella (1 parte en 1,000 millones) es suficiente para indicar que el objeto carece de reacciones de fusión nuclear. En estrellas normales el litio es eliminado rápidamente. El Sol tiene 1000 veces menos litio que una enana café. Comparativamente, una enana café es rica en litio. El litio produciría una línea de absorción a los 670.7 nanómetros en el espectro de las enanas cafés. El metano no soporta temperaturas superiores a 1,200 k por lo que su presencia en una enana café descarta que el objeto observado se confunda con una estrella. El metano marcaría el espectro de una enana café con una línea de absorción en la región del IR cercano.
5.- Si se le quiere identificar antes que se extinga, la enana café no debe ser mayor a 100 millones de años.
John Stauffer localizó algunas candidatas en las Pléyades. Su edad no es mayor a 70 millones de años, pero no halló rastros de litio en un principio. Entre ellas, detectó el objeto PPL 15, de magnitud 22.4 con el telescopio de 5.00 metros de Monte Palomar. Utilizando el telescopio Keck de 10 mts. Geoff Marcy y Gibor Basri obtuvieron un espectro detallado de PPL 15 y sí encontraron litio.
EL CASO DE GLIESE 229B
En octubre de 1994, un equipo de astrónomos del Instituto de Tecnología de California (Shrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews, Ben Oppenheimer) y de la Universidad de John Hopkins (Sam Durrance y David Golimowski) descubrió que Gliese 229, una enana roja a 19 años-luz de distancia en la constelación de Lepus, tenía una débil compañera. Utilizaron el telescopio reflector de 60” en Monte Palomar con el Coronógrafo de Óptica Adaptiva –que genera imágenes de altísima resolución- y el telescopio Hale de 200” (5 mts) para obtener un espectro en IR, donde el metano hizo su aparición. Se aseguraron de que el objeto estuviera realmente orbitando a Gliese 229 –actividad que les tomó 1 año- La distancia mínima del Sistema es de unas 43 u.a., aproximadamente la distancia entre el Sol y Plutón. Luego, se asociaron con Chris Burrows del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial para la prueba de fuego. Para el gusto de los astrónomos Gliese 229B –como sería llamada- era demasiado masiva y caliente para ser un planeta y demasiado ligera y fría para ser una estrella. Su masa es de 20 a 50 M y su temperatura de 900 k.
¿Qué encontró el Telescopio Espacial (HST) cuando tomó una imagen de Gliese 229B el 17 de noviembre de 1995? ¡Líneas de absorción muy parecidas a las de Júpiter! Definitivamente, Gliese 229B era una enana café con abundante metano en su atmósfera. Posteriormente el HST (Mark Marley y Keith Noll) encontró también agua y Yoduro de Cesio (CsI) sugiriendo nubes de polvo en su atmósfera. Tom Geballe del Centro de Astronomía Común en Hawaii encontró más tarde monóxido de Carbono. Esto da a pensar que el material interior de Gliese 229B (rico en CO) es transportado hacia fuera por movimientos de convección. Se estima que Gliese 229B tiene una edad superior a 3,000 millones de años, haciendo de ella la enana café más vieja conocida.
…¿conocida? ¡¡¡SI!!! En tiempos recientes, las enanas cafés se han vuelto más fáciles de localizar. El diseño de detectores más sensibles y de dispositivos que corrigen la turbulencia atmosférica ha contribuido a establecer, sin la menor duda que las enanas cafés sí existen y son comunes.
