¿Cómo se separa una verdadera estrella de los aspirantes estelares del Universo? Tras una década de recopilación de datos, el astrónomo Trent Dupuy cree que por fin tiene la respuesta.
Con tantos objetos conocidos que se sitúan en ese extraño punto intermedio entre los planetas gigantes y las estrellas diminutas, los científicos han luchado por reducirlo a una respuesta sencilla. La masa es la propiedad más importante de las estrellas, ya que determina cómo se desarrollará su vida», explicó Dupuy, de la Universidad de Texas en Austin, en la reunión de verano de la Sociedad Astronómica Americana, celebrada a principios de este mes.
Nosotros nos beneficiamos de ello aquí, en la Tierra, ya que nuestro Sol se encuentra en la zona de ricitos de oro estelar: su masa es la adecuada para mantener la fusión nuclear en su núcleo durante miles de millones de años. Esto ha proporcionado las condiciones para que la vida se desarrolle y evolucione en nuestro planeta.
Pero no todo en la galaxia es tan agradable y estable. Las estrellas más masivas consumen su combustible nuclear más rápidamente, se tiñen jóvenes y se apagan con un violento estallido en forma de supernova.
Los objetos menos masivos, como las enanas marrones, son como runas estelares, que poseen más masa que un planeta, pero no la suficiente para ser una estrella completa.
A menudo se les denomina estrellas fallidas, y son omnipresentes en el Universo, pero su brillo extremadamente tenue hace que estos objetos sean difíciles de estudiar.
Se propuso por primera vez su existencia hace 50 años, estos enigmáticos objetos ayudan a tender un puente entre las estrellas y los planetas, pero no fue hasta hace poco que los astrónomos comenzaron a estudiarlos con gran detalle.
«Cuando miramos hacia arriba y vemos las estrellas brillar por la noche, estamos viendo sólo una parte de la historia», explica Dupuy.
«No todo lo que podría ser una estrella ‘lo consigue’, y averiguar por qué este proceso a veces falla es tan importante como entender cuándo tiene éxito.»
Las estrellas como el Sol brillan como resultado de las reacciones nucleares que convierten constantemente el suministro de hidrógeno de sus núcleos en helio.
Estas mismas reacciones determinan lo brillante que es una estrella: cuanto más caliente sea el núcleo, más intensa será la reacción y, en consecuencia, más brillante será la superficie de la estrella. Como era de esperar, las estrellas menos masivas son más tenues debido a que sus centros son más fríos y producen reacciones más lentas.
No se deje engañar por el nombre: las enanas marrones no siempre son marrones. Estos aspirantes a estrellas son en realidad rojas cuando se forman, y luego se convierten en negras a medida que se apagan lentamente a lo largo de billones de años.
Esto se debe a que, a pesar de superar incluso al mayor de los planetas, las enanas marrones tienen tan poca masa que sus centros no son lo suficientemente calientes como para mantener las reacciones nucleares.
En la década de los 60, los astrónomos teorizaron que debe haber un límite de masa para la fusión.
«Por debajo de este límite no hay que reponer la energía que se irradia constantemente al espacio», explicó Dupuy en su sesión de la AAS. «Los objetos con una masa determinada por debajo de este límite simplemente se enfriarían para siempre».
Estudios anteriores sobre la evolución estelar han sugerido que el límite entre las enanas rojas (las estrellas más pequeñas) y las enanas marrones estaba en torno a las 75 masas de Júpiter (o aproximadamente el 7-8 por ciento del Sol). Pero hasta ahora, su medición nunca había sido confirmada directamente.
Dupuy y Michael Lui, de la Universidad de Hawai, han pasado los últimos 10 años estudiando 31 pares binarios de enanas marrones con la ayuda de los telescopios más potentes de la Tierra: el Observatorio Keck y el Telescopio Canadá-Francia-Hawaii, así como algunas aportaciones del Hubble.
Al analizar una década de imágenes, Dupuy y Liu han creado el primer estudio de una gran muestra de las masas de las enanas marrones.
Según Dupuy, un objeto debe pesar el equivalente a 70 Júpiter para que se produzca la fusión nuclear y se convierta en una estrella, lo que es un poco menos de lo sugerido anteriormente.
El dúo también determinó que existe un límite de temperatura, ya que cualquier objeto más frío que 1.600 Kelvin (aproximadamente 1.315 Celsius y 2.400 grados Fahrenheit) se clasifica como una enana marrón.
El estudio ayudará a los astrónomos a comprender mejor las condiciones en las que se forman y evolucionan las estrellas – o en el caso de las enanas marrones, fracasan.
También podría aportar nuevos conocimientos sobre la formación planetaria, ya que el éxito o el fracaso de la formación estelar repercute directamente en los sistemas estelares que podrían producir.
La investigación se publicará en una próxima edición de The Astrophysical Journal Supplement, y una preimpresión está disponible aquí.