Nuevos conocimientos sobre la formación de enanas marrones


Las enanas marrones son extraños cuerpos celestes que ocupan una especie de posición intermedia entre las estrellas y los planetas. Los astrofísicos a veces las llaman «estrellas fallidas» porque tienen masa insuficiente para quemar hidrógeno en sus núcleos y brillar como estrellas. Se debate continuamente si la formación de enanas marrones es simplemente una versión reducida de la formación de estrellas similares al Sol.

Nebulosa en serpientes. En esta región del cielo, el equipo de LMU descubrió metano deuterado en una protoenana marrón. Crédito: ESO

Los astrofísicos se están centrando en las enanas marrones más jóvenes, también llamadas protoenanas marrones. Tienen solo unos pocos miles de años y todavía se encuentran en las primeras etapas de formación. Quieren saber si el gas y el polvo en estas protoenanas marrones se asemejan a la composición de las protoestrellas similares al Sol más jóvenes.

El foco de interés es el metano, una molécula de gas simple y muy estable que, una vez formada, solo puede ser destruida por procesos físicos de alta energía. Se ha encontrado en varios planetas extrasolares. En el pasado, el metano ha jugado un papel fundamental para identificar y estudiar las propiedades de las enanas marrones más antiguas de nuestra galaxia, que tienen varios cientos de millones a miles de millones de años.

Ahora, por primera vez, un equipo dirigido por el astrofísico de LMU, Basmah Riaz, ha detectado sin ambigüedades metano deuterado (CH3D) en tres protoenanas marrones. Es la primera detección clara de CH3D fuera del sistema solar. Este es un resultado inesperado.

Las protoenanas marrones son objetos muy fríos y densos. Esto los hace difíciles de estudiar en busca de firmas de metano en el infrarrojo cercano. Por el contrario, se pueden observar fácilmente en el rango de ondas milimétricas. A diferencia del metano que no tiene firma espectral en el dominio de radio debido a su simetría, el metano deuterado (CH3D) se puede observar en longitudes de onda milimétricas.

La primera detección de CH3D fue aún más asombrosa porque, según las teorías sobre la formación de enanas marrones, las protoenanas marrones son más frías (alrededor de 10 Kelvin o menos) y más densas que las protoestrellas. Según la teoría química, el CH3D se forma preferentemente cuando el gas está caliente, es decir, a temperaturas de alrededor de 20 a 30 Kelvin. «Las mediciones implican que al menos una fracción significativa del gas en una enana protomarrón está a más de 10 Kelvin, de lo contrario, el CH3D no debería estar allí en absoluto», dice Basmah Riaz. La medición de la abundancia de CH3D proporciona a los científicos una estimación de la abundancia de metano.

También es inesperado que, si bien hasta la fecha solo se conoce una protoestrella similar al Sol en la que se ha detectado tentativamente CH3D, el equipo de LMU ha detectado firmemente CH3D en 3 protoenanas marrones. Esto significa que las protoenanas marrones exhiben una rica química orgánica cálida, y estos objetos astrofísicos fríos y compactos pueden no ser simplemente una réplica a escala reducida de las protoestrellas.

«El metano en las protoenanas marrones puede o no sobrevivir o retener tal abundancia en las enanas marrones más antiguas», dice el coautor Wing-Fai Thi del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre. Dado que un ambiente cálido es favorable para la formación de moléculas más complejas, las protoenanas marrones son objetos intrigantes para buscar estas moléculas en el futuro.

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