Enanas marrones: las estrellas fallidas a medio camino entre gigantes gaseosos y estrellas reales

Más grandes que un gigante gaseoso pero sin tener la masa suficiente como para iniciar los procesos de fusión nuclear que caracterizan a una estrella: así son las enanas marrones, las estrellas fallidas que pueblan nuestra galaxia.

A medio camino entre los planetas más grandes y las estrellas más pequeñas se encuentra un tipo de objeto conocido como “enanas marrones”. Estos objetos subestelares no tienen la suficiente masa como para que tenga lugar en su interior la fusión de los núcleos de hidrógeno que define a una estrella como tal. Tampoco pueden considerarse planetas porque sí son capaces de fusionar deuterio y litio durante al menos varios millones de años y porque suelen formarse por la contracción de una nube (o un trozo de una nube) y no dentro de un disco protoplanetario.

La existencia de estos objetos se propuso por primera vez en la década de los años 60. En aquella época se conocían estrellas con un rango de masas muy amplio, desde aquellas que tienen decenas de veces la masa del Sol hasta aquella que apenas tienen poco más del 10 % de su masa, como Próxima Centauri o la estrella de Barnard. Era lógico por tanto suponer que debía haber objetos con masas entre estas estrellas más ligeras y el planeta más grande conocido en aquella época: Júpiter. El astrofísico Shiv S. Kumar propuso su existencia y les dio el nombre de enanas negras, aunque este nombre no cuajó pues ya se utilizaba para identificar a las enanas blancas en la fase más tardía de su evolución, cuando se han enfriado tanto que no emiten luz visible. Años más tarde se propuso cambiar el nombre a “enanas marrones” pues este color sería más fiel al aspecto que debían tener estos objetos.

Los cálculos teóricos iniciales sugerían que los objetos estelares con masas inferiores a aproximadamente un 8 % de la masa del Sol (similar a unas 80 veces la masa de Júpiter) no serían capaces de sostener la fusión de los núcleos de hidrógeno en su interior. Esto es así porque al tener una masa menor, la gravedad no comprimiría el interior de estos objetos hasta las presiones y densidades necesarias y no se alcanzarían las temperaturas necesarias para iniciar estos procesos de fusión.

A finales de los 80 y principios de los 90 se detectaron varios objetos que podían cumplir las características esperadas de una enana marrón, pero el primer objeto confirmado como perteneciente a este grupo fue la conocida como Teide 1, descubierta por investigadores españoles del Instituto de Astrofísica de Canarias. Pronto se confirmaron otros descubrimientos anteriores y se encontraron multitud de estos objetos.

Las estrellas se forman a partir de la contracción de una nube de gas y polvo gigantesca, que sucumbe a su propia gravedad. Durante la contracción de todo este gas, su energía potencial se va convirtiendo en calor. El choque de las partículas de la nube y la compresión que sufren por su gravedad calientan la región. Este calor tiende a frenar la compresión. Según la cantidad de masa presente, vencerá la gravedad o la temperatura interior. Para las nubes más masivas, la gravedad es capaz de comprimir el material del núcleo lo suficiente como para que se inicie la fusión de los núcleos de hidrógeno.

Para objetos de menos de unas 80 veces la masa de Júpiter sin embargo no se alcanzarán estas condiciones y es por eso que a las enanas marrones se las suele considerar como “estrellas fallidas”. A pesar de ello sí podrá darse la fusión de núcleos de deuterio, un isótopo pesado del hidrógeno. Para las enanas marrones más masivas, entre 65 y 80 veces la masa de Júpiter, también podrá fusionarse el litio. Esto hará que durante los primeros millones de años de su historia, algunas enanas marrones puedan llegar a brillar como las estrellas más tenues y ligeras. Sin embargo tras ese periodo inicial la fusión se detendrá y empezarán a enfriarse paulatinamente. Las estrellas más ligeras, en cambio, seguirán fusionando hidrógeno durante billones de años (es decir un millón de veces más tiempo).

Es precisamente la presencia de litio uno de los indicadores usados para distinguir a las enanas marrones de estrellas propiamente dichas, cuando la masa no se conoce con la suficiente precisión. Las estrellas fusionan todo su litio rápidamente incluso antes de iniciar la fusión del hidrógeno (pues este proceso necesita una temperatura algo menor para ocurrir), por lo que detectar litio en estos objetos limita su masa, mientras tengan la edad suficiente.

Se estima que debería existir gran cantidad de estos objetos, siguiendo la tendencia observada en la relativa cantidad de estrellas en función de su masa. Las estrellas más masivas son especialmente raras y las más ligeras mucho más abundantes. La enana marrón más cercana al sistema solar varía cada algo más de 13 años, pues en verdad se trata de un sistema doble de enanas marrones situadas a 6’5 años luz, separadas entre sí por unas 3’5 unidades astronómicas (algo más de la distancia media entre el Sol y el cinturón de asteroides) y completan una órbita cada 27 años aproximadamente. Estas enanas marrones son bastante similares entre sí, con masas de 33 y 29 veces la masa de Júpiter. El sistema de Luhman 16, pues así se llaman, fue descubierto en 2013 y es el tercer sistema más próximo al Sol, tras el sistema triple de Alfa Centauri y la estrella de Barnard. Este fue el sistema más cercano al Sol descubierto en casi un siglo, pues la estrella de Barnard fue descubierta en 1916.