La historia observacional de la búsqueda de enanas cafés es larga. Muchos años atrás, a este tipo de objetos estelares, incidentalmente se les llamó enanas negras, que también ya había sido aplicado para denominar a las extremadamente viejas y frías estrellas enanas blancas. Como en ese entonces, no se había descubierto a ninguno de los objetos mencionados, la nomenclatura en esos días –por supuesto– no era muy importante. En 1986, Jill Tarter propuso el nombre de enanas cafés o marrones para reconocer a estos astros. Claro está, como lo mencionamos anteriormente, las enanas cafés no gozan de ese color. El razonamiento que se tuvo para bautizarlas con ese nombre, se debe a las características de su atmósfera dominada por moléculas, cuya emisión sería más fácil de entender identificándola con un color de mezclas más simples, como el café. Pero en la práctica, al final, estos objetos se acercan más al negro, dada la baja temperatura que llegan a alcanzar.
Las enanas cafés o marrones son astros muy difíciles de descubrir. Cuando son jóvenes, apenas resplandecen ligeramente, emitiendo su radiación en la banda infrarroja. Lo anterior, se debe a que la masa que aglomeran en su formación no logra superar el límite de las 0,084 M, lo que les impide poder entrar en combustión como lo hacen las estrellas verdaderas. Esa energía que emiten en los primeros años de vida, es producida por el remanente energético de su formación. Por ello, mientras más joven es una enana café, más brillante se presenta. En consecuencia, la mayor factibilidad para hallar enanas cafés, se encuentra en aquellas que se han formado recientemente, ya que en la medida que se van haciendo más viejas, se van asemejando más a los planetas como Júpiter, aunque mucho más masivas. En general, se espera que la luminosidad de una enana café sea alrededor de la cienmilésima parte de la del Sol. Si bien, sus características espectrales son diferentes a las de las estrellas muy frías, mostrando una inusual línea de absorción de elementos de corta vida, como el litio, no obstante no deja de ser sutil y de difícil identificación.
Los tamaños relativos y las temperaturas de sus superficies de las enanas cafés –Teide 1 y Gliese 229B– comparados con una estrella amarilla como el Sol, una enana roja (Gliese 229A) y el planeta Júpiter revelan las características transitorias de estos objetos. Las enanas cafés carecen de la suficiente masa, menos de 0,084 M para que el hidrógeno que contienen en sus capas interiores entre en combustión, lo que las impedirá ser estrellas verdaderas. Las estrellas más pequeñas, como las enanas rojas, pueden tener bajas temperaturas en su atmósfera (menos de 3.530° C) los que dificulta su distinción para los astrónomos con respecto a las enanas cafés. Los planetas gigantes como Júpiter, pueden ser mucho menos masivos que las enanas cafés, pero su diámetro puede ser igual y contener en su atmósfera moléculas de elementos semejantes. El desafío para los astrónomos que buscan enanas cafés es poder distinguir entre estos objetos a distancias estelares. |
Como ya vimos anteriormente, las enanas cafés no alcanzan la secuencia principal y, en su vida, se van contrayendo poco a poco, cada vez de una manera más lenta. Se van haciendo progresivamente más pequeñas, frías y débiles. De ahí, la factibilidad de detectarlas cuando son jóvenes, ya que la nube de gas aún no ha terminado de contraerse completamente y su temperatura superficial es parecida a la de las estrellas más frías.
Para hallar a las enanas cafés, los astrónomos suelen focalizar su atención hacia las regiones de formación estelar. En esos lugares, donde nacen las estrellas azules, las estrellas amarillas como el Sol y pequeñas estrellas rojas, también lo hacen las enanas cafés. Así, han sido descubiertas las que hasta ahora se conocen. En resumen, hay tres medios básicos para buscar enanas cafés: como compañeras de estrellas cercanas; como objetos en espacios aislados, o como componentes de un cúmulo de estrellas. También se puede concurrir a usar la microlenticulación gravitatoria para deducir su presencia.
- Enanas cafés compañeras de estrellas cercanas.- .- A cualquiera de las estrellas alojadas en el espacio se le puede observar, en el transcurso de los años, moverse en relación a otras. A ese movimiento de las estrellas en el cielo se le denomina «movimiento propio» y se mide, generalmente, en segundos de arco por año (“/año). Mirado desde la Tierra, corresponde al desplazamiento en el cielo de una estrella en relación al Sol, en función de una línea de visión perpendicular.
Ahora, si la estrella observada tiene un compañero, éste rotará alrededor del centro de la masa del sistema binario, lo que causará un sinusoidal muy semejante al movimiento propio, el cual se puede medir una vez considerado el movimiento de la Tierra alrededor del Sol. A tales estrellas se les suele llamar «binarias atrométricas»
Muchas veces los sistemas binarios de hallan muy lejos, o sus estrellas están muy cercanas, o una de ellas es demasiado luminosa lo que impide distinguir a su compañera visualmente. En esos casos, se puede llegar a deducir que un sistema es binario a través de varios métodos indirectos. Uno de ellos, es el detectar los efectos gravitatorios generados por la presencia de la compañera no vista en la estrella principal. Un sistema estelar descubierto de esta manera es lo que se llama un binario astrométrico.
Movimiento alrededor del centro de la masa
| Órbitas para un sistema estelar binario |
En función del diagrama de la derecha, podemos definir un punto sobre lo que hemos llamado «el centro de la masa» entre dos objetos. Para ello, concurrimos a las siguientes ecuaciones:m1 r1
= m2 r2
r1 + r2 = R
donde R es la separación total entre los centros de los dos objetos.
Modificación de la tercera ley de Kepler
Lo anterior requiere modificar la tercera ley de Kepler para llegar a la siguiente expresión:
( m1 + m 2 ) P2 = (r1 + r2 )3 = R3
esta ecuación, formulada así, solamente es válida si las órbitas de ambas estrellas son casi circulares; para cuando se da el caso de órbitas más excéntricas o elípticas, se requiere utilizar una ecuación algo más complicada.  . Por otro lado, podemos aplicar la ecuación, porque las dos estrellas giran alrededor de un centro común de masa, incluso si no podemos ver a una de ellas, no obstante podemos deducir su presencia observando el movimiento que realiza, alrededor del centro de masa, de la que sí vemos.
Movimiento en la esfera celeste
La combinación del movimiento sinusoidal y del movimiento propio da origen en la esfera celeste a un movimiento bamboleante, como podemos apreciar en el siguiente diagrama sobre el sistema de Sirio.
| Movimiento bamboleante de Sirio causado por su compañera. |
Como podemos apreciar en el diagrama de arriba, si no pudiésemos ver a Sirio B, la trayectoria bamboleante de Sirio A sería una evidencia dura sobre la presencia de la compañera que no se ve. De hecho, Sirio B fue primero descubierta de esa manera, como una binaria astrométrica y, sólo cuando se mejoró la potencia de los telescopios, pudo ser observada soslayándose el fulgor de la estrella primaria, lo cual ha convertido a ambas en un sistema binario visual.
De todas maneras, no es fácil la aplicación de la astrometría en la búsqueda de compañeras invisibles de estrellas. Durante el período 1950 a 1970, un gran número de estrellas, lo más notable entre ellas, la estrella de Barnard, fueron –en un momento– consideradas como binarias astrométricas acompañadas de una enana café o marrón. Sin embargo, con el tiempo, ello resultó ser un error acaecido por equivocaciones en las mediciones, ya que es extremadamente difícil medir bamboleos de menos de un segundo de arco por un largo período de tiempo.
También es posible detectar binarias usando la espectroscopía Doppler, midiendo los cambios periódicos que se producen en la velocidad radial de la estrella principal. Se trata del método que más se ha usado en la detección de planetas en otros soles. Ahora, como las enanas cafés son más masivas que los exoplanetas, este método resulta más eficiente para la búsqueda de ellas, ya que los movimientos que producen en la anfitriona son más perceptibles. Los cambios Doppler son más marcados por compañeras cercanas a la estrella principal ya que son de mayor velocidad y de cortos períodos. Además, la mayoría de las búsquedas de enanas cafés acompañando a alguna estrella se han realizado a aquellas más brillantes, como las de tipo G. En consecuencia, observar proyecciones de imágenes directas de enanas cafés, que tienen pequeñas separaciones orbitales con respecto a compañeras brillantes, en un futuro cercano, no parece viable.
Si una compañera enana café se encuentra lo suficientemente separada de su anfitriona, es posible esperar observarla a través de una proyección directa de imagen. George Van Biesbroeck, fue uno de los que intentó buscar a estrellas frías semejantes a las enanas cafés a través de fotografías obtenidas con dos filtros. Tuvo en ese cometido un cierto éxito cuando halló a las estrellas VB 8 y VB 10, dos de las más frías que se conocen, pero enanas cafés no encontró a ninguna. Muchos cazadores astrónomos han intentado hacer algo similar, pero los resultados no han sido los que se esperaban. Hasta ahora, sólo se tiene la seguridad de la existencia de la enana café Gliese 229B que es compañera de Gliese 229A.
- Enanas cafés en espacios aislados.-
Uno de los lugares del espacio donde se podía esperar encontrar enanas cafés es en aquellas grandes áreas pobladas de objetos débiles y fríos, pero también se trata de una labor difícil de llevar acabo. El problema más serio que se tiene con este tipo de búsqueda, es el de determinar la edad de un objeto ubicado aisladamente en una amplia extensión del espacio, a menos que éste sea muy frío, pero ello no asegura que fuese una enana café. El Dr. Mike Hawkins (ROE) y otros intentaron esta aventura usando las placas fotográficas (infrarrojas) de R y de I de los telescopios Schmidt, lograron descubrir varios objetos muy fríos, pero ninguno de ellos podría ser considerado como enana café. Quién tuvo éxito en hallar a una de ellas en uno de esos lugares del cielo, fue la astrónoma de la Universidad de Chile María Teresa Ruiz quién, el 15 de marzo de 1997, usando el telescopio astrográfico de 1m ESO Schmidt ubicado en el cerro La Silla, a unos 450 Km al norte de la capital de Chile (Santiago), descubrió la estrellas enana café o marrón, bautizada con el nombre de Kelu-1, localizada a unos 10 pc. o 33 al. del sistema solar, en la constelación Hidra Hembra (Serpiente Marina-Hydra). Tras el descubrimiento de la astrónoma Ruiz, se han efectuado también otros de enanas cafés en zonal aisladas del espacio los cuales detallaremos más adelante.
- Enanas cafés componentes de un cúmulo de estrellas.-
La experiencia ha demostrado que la búsqueda de enanas cafés en cúmulos de estrellas tiene numerosas ventajas; entre ellas, se encuentra el hecho de que, en general, se conocen las principales características de las estrellas componentes del cúmulo objetivo, como edad, distancia, estructura química, etc. Ahora, si el cúmulo es joven y abierto como, por ejemplo, el de Las Pléyades, el Cinturón o la Espada de Orión las ventajas se incrementan.
Mencionamos anteriormente, que una enana cafés se genera en una forma muy semejante a las estrellas partiendo de una nube de gas que se contrae hasta generar a una proto-enana e incluso, a veces, formando a su alrededor un disco protoplanetario. Durante ese proceso, los átomos de gas «caen» sobre la aglomeración central de la materia calentándose y equilibrándose con su entorno, emitiendo la energía restante como fotones, que son lo que los astrónomos observan.
Señalamos también que las enanas cafés no alcanzan la secuencia principal, lo que implica que continúan dentro de un proceso de lenta contracción, el cual cada vez se va haciendo más lento, produciendo con ello un empequeñecimiento progresivo de las enanas junto a un debilitamiento y enfriamiento de su estructura. Por ello, es más fácil detectarlas cuando son jóvenes, puesto que la nube de gas aún no ha terminado de contraerse completamente y su temperatura superficial es semejante a la de las estrellas más frías.
La orientación de los telescopios a lugares del cielo donde se hallen cúmulos de estrellas semejantes a los que hemos mencionado, es el método ideal para descubrir enanas cafés o marrones. En esos lugares, al lado de las gigantes azules, estrellas amarillas como el Sol y pequeñas estrellas rojas, también nacen las enanas cafés. Así fue como, en 1995, se descubrió a la primera enana cafés, Teide 1, en el cúmulo de Las Pléyades, usando para ello el telescopio IAC-80 empotrado en el Observatorio de Teide (Tenerife, España).
¿Por qué son las enanas cafés o marrones importantes?
Los son, por que pueden llegar a constituirse en una parte importante de la respuesta que se busca a uno de los problemas más enigmático que arrastran la cosmología y la astrofísica, como es el de la masa faltante en el universo, conocido como el de la materia oscura. Dado el comportamiento gravitatorio que se le observa al universo, se puede deducir que tan sólo a cerca del 10% de su masa hemos podido identificar; en consecuencia, nos queda la interrogante sobre el resto másico cósmico. La teoría que más acomoda hoy a la física, es aquella que propugna que ese restante estaría constituido por un mix de materia compuesto por una gran cantidad de enanas cafés, objetos muertos, y masa de material exótico no conocido aún. Pero si la cantidad de enanas marrones no es la que se piensa, ello tendría severas repercusiones para la cosmología.
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