Las galaxias enanas pueden ser muy pequeñas, pero tienen un poder fenomenal que puede dar origen a nuevas estrellas. Nuevas observaciones del Telescopio Espacial Hubble muestran que la formación de estrellas en las galaxias enanas juega un papel más importante en el universo temprano de lo que se cree actualmente.
Y aunque las galaxias de todo el universo todavía están formando nuevas estrellas, la mayoría de ellas se formaron entre dos y seis mil millones de años después del Big Bang. Estudiar esta era temprana de la historia del universo es clave si queremos comprender cómo aparecieron las primeras estrellas y cómo crecieron y evolucionaron las primeras galaxias.
Esta imagen muestra una porción de cielo marcada con galaxias enanas que están experimentando estallidos de formación estelar. La imagen fue tomada como parte del programa GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) y muestra solo un cuadro de todo el estudio. Fuente: NASA, ESA, GOODS Team y M. Giavalisco (STScI/Universidad de Massachusetts)
Un nuevo estudio utilizando la Cámara de Campo Amplio 3 (WFC3) del Hubble ha permitido a los astrónomos dar un paso adelante en la comprensión de la era al examinar diferentes tipos de galaxias enanas en el universo temprano y, en particular, seleccionar solo aquellas con procesos de formación estelar obvios. Estas galaxias suelen denominarse galaxias con estallido estelar. En estos objetos se forman nuevas estrellas mucho más rápido que lo habitual en otras galaxias. Estudios anteriores se han centrado principalmente en galaxias de masa media y alta y no han tenido en cuenta la enorme cantidad de galaxias enanas que existieron durante esta era activa. Pero la culpa no es tanto de los científicos que no quisieron explorar galaxias enanas. Lo más probable es que esto se deba a la imposibilidad de ver estos pequeños objetos, ya que se encuentran muy lejos de nosotros. Hasta hace poco, los astrónomos podían observar galaxias pequeñas a distancias más cortas o galaxias grandes a distancias mayores.
Sin embargo, ahora, utilizando grisma, los astrónomos han podido observar galaxias enanas de baja masa en el universo distante y tener en cuenta la contribución de sus estallidos de formación estelar, aproximando la información al posible número de galaxias pequeñas que existían entonces. Un grisma es un prisma objetivo, una combinación de un prisma y una rejilla de difracción, que transmite luz sin cambiar su espectro. La letra “G” del nombre proviene de rejilla.
“Siempre hemos asumido que las galaxias enanas con formación de estrellas tendrían un efecto significativo en la formación de nuevas estrellas en el universo joven, pero esta es la primera vez que hemos podido medir el efecto que realmente tienen. Y aparentemente desempeñaron un papel importante, si no clave”, dijo Hakim Atek de la Universidad Politécnica Suiza.
“Estas galaxias forman estrellas tan rápidamente que podrían duplicar su masa estelar total en sólo 150 millones de años. En comparación, las masas estelares de las galaxias ordinarias se duplican en promedio cada 1.000 a 3.000 millones de años», añade el coautor Jean-Paul Kneib.
Una imagen de galaxias en modo grisma usando el ejemplo de la Wide Field Camera 3 instalada en el Hubble y funcionando en este modo de espectroscopia. Las líneas extendidas del arco iris no son más que galaxias atrapadas en la lente, pero en el modo grism se presentan como un espectro del arco iris. Gracias a esto, los científicos pueden evaluar la composición química de los objetos espaciales.
El estudio de los científicos muestra cuán extendida está realmente este tipo de estrellas en nuestra galaxia y cuán activamente participan en la formación de nuevas estrellas.
Las cifras muestran que 2 -3 estrellas de otras clases representan al menos 1 enana marrón.
Este tipo de objetos espaciales destaca claramente del resto.
Son demasiado grandes y calientes (en 15 -80 veces más masivas que nuestro Júpiter), por lo que pueden clasificarse como planetas, pero al mismo tiempo son demasiado pequeñas para ser estrellas en toda regla: no tienen suficiente masa para mantener estable la fusión del hidrógeno en el núcleo.
Sin embargo, las enanas marrones inicialmente se forman de la misma manera que las estrellas normales, por lo que a menudo se las llama estrellas fallidas.
Más en 2013 año, los astrónomos comenzaron a sospechar que las enanas marrones son bastante comunes en nuestra galaxia, calculando el número aproximado de ellas en la región 70 mil millones
Sin embargo, nuevos datos presentados en la conferencia Nacional de Astronomía METRO reunión, celebrada recientemente en la Universidad inglesa de Hull, dicen que puede haber alrededor 100 mil millones
Considerando que toda la Vía Láctea puede contener, según estimaciones aproximadas, hasta 400 miles de millones de estrellas, el número de enanas marrones es al mismo tiempo impresionante y decepcionante.
Para aclarar los resultados, los astrónomos realizaron un estudio de más de mil enanas marrones ubicadas en un radio de no más de 1500 años luz. Dado que las estrellas de esta clase son muy tenues, observarlas a distancias mayores parece extremadamente difícil, si no imposible.
La mayoría de las enanas marrones que conocemos se encontraron en regiones donde se están formando nuevas estrellas, conocidas como cúmulos.
Uno de estos grupos es el objeto NG. C133 , que contiene casi tantas enanas marrones como estrellas ordinarias.
Esto les pareció bastante extraño a Alex Scholz de la Universidad de St Andrews y a su colega Koralka Muzic de la Universidad de Lisboa. Para obtener una comprensión más detallada de la frecuencia de las enanas marrones nacidas dentro de cúmulos estelares de diferentes densidades, los investigadores decidieron buscar enanas más distantes en el cúmulo estelar más denso R. C W. 38 .
Para poder ver un cúmulo distante ubicado aproximadamente 5000 A años luz de distancia, los astrónomos utilizaron la cámara NA. C O con óptica adaptativa montada en el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral.
Como en observaciones anteriores, esta vez los científicos también descubrieron que el número de enanas marrones en este cúmulo es casi la mitad del número total de estrellas que contiene, lo que, a su vez, sugiere que la frecuencia de nacimiento de enanas marrones no depende en absoluto. sobre la propia estrella.
“...Descubrimos una gran cantidad de enanas marrones en estos cúmulos. Resulta que, independientemente del tipo de cúmulo, esta clase de estrellas se encuentra con bastante frecuencia. Y dado que las enanas marrones se forman junto con otras estrellas en cúmulos, podemos concluir que realmente hay muchas de ellas en nuestra galaxia..."
- comenta Scholz.
Podría ser un número en 100 mil millones Sin embargo, puede que haya incluso más.
Recordemos que las enanas marrones son objetos estelares muy tenues, por lo que sus representantes aún más débiles simplemente no podrían caer en el campo de visión de los astrónomos.
En el momento de escribir este artículo, los resultados de la última investigación de Scholz estaban esperando una revisión crítica por parte de científicos externos, pero los primeros comentarios sobre estas observaciones a Gizmodo provinieron del astrónomo John Omira del Colegio de San Miguel, que no participó en el trabajo. pero cree que las cifras reflejadas en él pueden ser ciertas.
"...Vienen al número 100 miles de millones, haciendo muchas suposiciones al respecto. Pero, de hecho, la conclusión sobre el número de enanas marrones en un cúmulo estelar se basa en la llamada función de masa inicial, que describe la distribución de las masas de las estrellas en el cúmulo. Una vez que conozcas esta función y sepas la frecuencia con la que la galaxia forma estrellas, entonces podrás calcular la cantidad de estrellas de un determinado tipo. Por lo tanto, si omitimos un par de suposiciones, entonces la figura en 100 miles de millones realmente parecen reales..."
- comentó Omira.
Y al comparar el número de enanas marrones en dos cúmulos diferentes, uno con una distribución de estrellas densa y otro con una distribución de estrellas menos densa, los investigadores demostraron que el entorno en el que aparecen las estrellas no siempre es el factor clave que regula la frecuencia de aparición de estas estrellas. tipo de objeto estelar.
"La formación de enanas marrones es una parte universal e integral de la formación estelar en general"., dice Omira.
Profesor Abel Méndez del Laboratorio de Habitabilidad Planetaria l El laboratorio, otro astrónomo que tampoco participó en el estudio que nos ocupa, afirma que las cifras del nuevo trabajo pueden tener sentido, sobre todo teniendo en cuenta que en nuestra galaxia hay objetos estelares mucho más compactos que los más grandes.
“...Las enanas rojas pequeñas, por ejemplo, son mucho más comunes que todos los demás tipos de estrellas. Por lo tanto, sugeriría que los nuevos números sean más probables incluso el límite inferior..."
dice Méndez.
Por supuesto, la naturaleza prolífica de las enanas marrones tiene un inconveniente. Una gran cantidad de estrellas fallidas también significa una disminución del potencial de habitabilidad.
Méndez dice que las enanas marrones no son lo suficientemente estables como para sustentar un entorno llamado zona habitable. Además, no a todos los astrónomos les gusta el término en sí. “estrellas fallidas”.
“...Personalmente, prefiero no llamar a las enanas marrones “estrellas fallidas”, ya que, en mi opinión, simplemente no merecen el título de estrellas...”
— comenta Jacqueline Faherty, astrofísica del Museo Americano de Historia Natural.
“... Preferiría llamarlos “planetas crecidos”, o simplemente “superplanetas”, ya que desde el punto de vista de sus masas están aún más cerca de estos objetos astronómicos que de las estrellas...”
- dice el científico.
Una vez más mi sueño me atormenta,
Que en algún lugar allá afuera, en otro rincón del universo,
El mismo jardín y la misma oscuridad,
Y las mismas estrellas de imperecedera belleza.
N. Zabolotsky
El estudio de la naturaleza de los objetos astronómicos (y no sólo astronómicos) de un tipo u otro suele pasar por varias etapas. Al principio no hay una comprensión clara; hay un montón de suposiciones mutuamente excluyentes. Entonces cristaliza un punto de vista generalmente aceptado, que permite al menos una explicación cualitativa de la imagen observada en sus detalles básicos. Los objetos en estudio dejan de ser incomprensibles; desde ellos se extienden hilos de conexión con objetos o fenómenos previamente conocidos.
Y después de un tiempo comienza la tercera etapa. Nuevas observaciones o cálculos teóricos muestran que no todo es tan sencillo como parecía. Aunque las viejas explicaciones en su esencia pueden permanecer, los objetos de estudio vuelven a ser desconcertantes por su renuencia a encajar en esquemas simples y claros. Necesitamos nuevas ideas, nuevos cálculos. Finalmente, en la siguiente, cuarta etapa, surge nuevamente una imagen consistente y más compleja que antes. La comprensión se ha elevado a un nivel nuevo y superior. En el futuro, todo puede repetirse de nuevo, con la aparición de hechos observacionales inesperados y con un enfoque teórico diferente.
El estudio de las galaxias elípticas enanas (galaxias dE), que se analizará en esta sección, se encuentra ahora en su segunda etapa. De todas las galaxias enanas, estos son los objetos más comprensibles para nosotros. No representan ningún grupo que se destaque marcadamente en sus características, y sus propiedades "continúan" las propiedades de las galaxias elípticas ordinarias, extrapolando a la región de baja luminosidad y tamaño.
Las galaxias dE más cercanas a nosotros son los cuatro satélites elípticos de la Nebulosa de Andrómeda. Dos de ellas, las galaxias M 32 y NGC 205, se observan muy cerca de la galaxia espiral gigante, y dos más débiles, NGC 185 y NGC 147, se encuentran varios grados angulares al norte de ella. Los dos primeros aparecen como puntos brillantes en cualquier fotografía de la Nebulosa de Andrómeda, proyectados sobre sus regiones exteriores; La galaxia M 32 es una formación compacta, casi redonda, mientras que la galaxia NGC 205 de la fotografía tiene una imagen más borrosa y notablemente alargada. Su magnitud absoluta es cercana a -16. metro Por lo tanto, estas galaxias están ubicadas en el límite convencional que separa a las galaxias enanas de las galaxias “normales”.
Captar estrellas individuales en fotografías de estas galaxias enanas, es decir, como dicen los astrónomos, descomponer las galaxias en estrellas, a costa de grandes esfuerzos, fue posible en los años 40 por W. Baade, que trabajaba en el telescopio más grande del mundo. en ese momento - reflector Monte Palomar de 2,5 metros. Hay que decir que incluso ahora, incluso con la ayuda de los mejores telescopios, descomponer los satélites de la Nebulosa de Andrómeda en estrellas no es una tarea fácil.
Durante mucho tiempo, la composición estelar de estas pequeñas galaxias, así como la propia región central de la Nebulosa de Andrómeda, siguió siendo un misterio: la presencia de las estrellas más brillantes, las supergigantes azules, no se notaba en las fotografías, aunque estas estrellas se pueden observar con confianza. observado en las ramas espirales de la cercana Nebulosa de Andrómeda.
Habiéndose propuesto la tarea de convertir en estrellas la parte central de la nebulosa de Andrómeda y sus satélites elípticos, V. Baade comenzó a prepararse seriamente para su implementación. Se sabía que estos objetos eran de color rojizo y supuso (correctamente) que ese era el color de las estrellas más brillantes que contenían. Por ello, W. Baade abandonó las placas que reaccionan a los rayos azules, habitualmente utilizadas en fotografía astronómica, y eligió las placas fotográficas más sensibles disponibles en ese momento, que perciben los colores naranja y rojo. Sin embargo, estas placas tenían una sensibilidad significativamente menor que las "azules" y, para aumentarla, era necesario tratarlas especialmente con amoníaco antes de usar las placas.
Pero incluso después de esto, la sensibilidad resultó no ser demasiado alta, y para tener alguna esperanza de capturar estrellas inaccesibles a las placas "azules", fue necesario confiar en muchas horas de exposición. El hecho es que las exposiciones prolongadas no se pueden realizar en placas "azules" altamente sensibles: después de sólo una hora y media, el débil resplandor del cielo nocturno las cubrió con un denso velo. Según los cálculos de V. Baade, este método debería haber permitido obtener estrellas de 0,5 en las placas “rojas” t(1,6 veces) más débiles que los “azules”.
¿De qué otra manera se puede aumentar el poder de penetración de un telescopio, es decir, su capacidad para detectar estrellas débiles?
Las personas familiarizadas con los detalles de las observaciones astronómicas saben muy bien que las capacidades de un telescopio como instrumento óptico varían mucho de una noche a otra, incluso si son igualmente claras y, a veces, durante la misma noche. Esto se debe al diferente estado de la atmósfera y, en el caso de los grandes telescopios, también al estado de la lente del espejo, cuya superficie reflectante está sujeta a deformación térmica debido a las diferencias de temperatura tanto entre las diferentes partes del espejo como entre los espejos. y el ambiente aéreo. Y sólo recientemente han aprendido a fabricar grandes espejos a partir de una sustancia que prácticamente no está sujeta a expansión térmica.
Posteriormente, V. Baade escribió sobre esto: “No se podía esperar lograr el éxito si simplemente se insertaba una placa “roja” en el casete de un telescopio de 2,5 metros, se hacía una exposición, se revelaba y se intentaba ver algo. Estaba bastante claro que las estrellas serían muy débiles y, con toda probabilidad, estarían situadas muy cerca. Esto está en el límite del poder de resolución de un telescopio de 2,5 metros y, obviamente, habría que tener mucho cuidado para no correr el más mínimo riesgo.
Para mantener la resolución lo más alta posible, fue necesario, en primer lugar, realizar observaciones sólo cuando se obtenían las mejores imágenes, cuando el disco turbulento de estrellas es muy pequeño. En segundo lugar, valía la pena observarlo sólo en aquellas noches en las que la forma del espejo era casi ideal, sin "colapsar" los bordes, lo que siempre conduce a un aumento en el disco de la estrella. En tercer lugar (y este era el principal problema), había que hacer algo con los cambios de enfoque que surgían debido a que el espejo del telescopio de 2,5 metros estaba hecho de una vieja marca de vidrio. Incluso cuando las noches eran satisfactorias en este sentido, se producían cambios en la distancia focal de 1,5 a 2 mm, y también había noches en las que estos cambios alcanzaban los 5-6 mm”.
Como resultado, V. Baada tuvo que inventar su propia forma de comprobar continuamente la corrección del enfoque de la imagen, lo que permitió no interrumpir la exposición de muchas horas.
La preparación para las observaciones decisivas duró más de un año. Finalmente, en el otoño de 1943, durante varias noches con una calidad de imagen excepcionalmente buena, se obtuvieron los tan esperados negativos, en los que se mostraban los satélites de la Nebulosa de Andrómeda (así como su parte central, formada por estrellas similares). sembrado de las puntas más pequeñas de las estrellas. Así se veían las estrellas más brillantes de las galaxias elípticas enanas desde una distancia de casi 700 mil unidades. Hay que decir que una circunstancia importante contribuyó al éxito de su descubrimiento. Las noches eran realmente oscuras sobre el observatorio, ya que el apagón relacionado con la guerra en la gigantesca ciudad de Los Ángeles y sus vibrantes suburbios cercanos aún no se había levantado.
En ese momento, los astrónomos conocían bien los más diversos tipos de estrellas, pero las estrellas fotografiadas por V. Baade desconcertaron al científico. Eran demasiado luminosas para las estrellas rojas ordinarias. Parecía extraño que en la vecindad estelar observada del Sol casi no hubiera tales estrellas, y en las galaxias elípticas enanas hacen la principal contribución a la radiación de la galaxia.
Sólo después de un tiempo V. Baade se dio cuenta de que los cúmulos globulares de nuestra galaxia están formados exactamente por las mismas estrellas. Estos cúmulos son asociaciones bastante distantes de cientos de miles de estrellas (la más cercana de ellas está a varios miles de años luz de nosotros). Su edad supera los 10 mil millones de años, es decir, son verdaderas reliquias del mundo estelar.
Investigaciones posteriores confirmaron la suposición de V. Baade. Las estrellas más brillantes de las galaxias elípticas enanas, así como de los cúmulos globulares, resultaron ser gigantes rojas de alta luminosidad, estrellas que se han inflado mucho y han cambiado su estructura interna, ya que a lo largo de su larga vida el principal combustible nuclear (hidrógeno) se ha consumido en gran medida. exhausto en el interior estelar. Un rasgo característico de las estrellas de las galaxias enanas es el bajo contenido de elementos químicos pesados en la atmósfera estelar (aunque no tan bajo como en los cúmulos globulares). De cara al futuro, observamos que esta llamada deficiencia de elementos pesados es típica de galaxias enanas de todo tipo.
Las galaxias elípticas “normales”, que no se clasifican como enanas por su luminosidad, también están formadas por estrellas viejas, aunque no tan agotadas en elementos pesados como en las galaxias enanas. Al parecer, la formación de estrellas en las galaxias E “normales” prácticamente terminó hace muchos miles de millones de años. Resulta que la historia de las galaxias dE puede ser diferente. Esto se ve claramente en el ejemplo de los mismos satélites de la Nebulosa de Andrómeda.
Así, por ejemplo, la naturaleza del espectro del satélite M 32 de la nebulosa de Andrómeda puede explicarse sugiriendo que, aunque la formación de estrellas en la galaxia no parece ocurrir ahora, sí existió allí hace varios miles de millones de años.
En otros dos satélites de la Nebulosa de Andrómeda, NGC 205 y NGC 185, se observan directamente varias docenas de estrellas azules de alta luminosidad, escondidas entre un puñado de viejas estrellas rojas. Según las escalas de tiempo astronómicas, estas estrellas acaban de formarse, ya que el alto consumo de energía las hace de corta duración. Es poco probable que su edad supere los 100 millones de años, lo cual es muy poco para las estrellas. El sol, por ejemplo, existe 50 veces más. En consecuencia, la formación de estrellas todavía está en curso en estas galaxias.
Por supuesto, junto con las estrellas calientes de alta luminosidad, también se pueden formar allí estrellas de baja masa (en cantidades mucho mayores), pero no se encuentran entre las estrellas más brillantes, pero más antiguas, de la galaxia. Por lo tanto, los centros de formación estelar están determinados únicamente por la posición de las estrellas azules, que suelen estar localizadas en pequeñas áreas de la galaxia. Por ejemplo, en la galaxia NGC 185, todas las estrellas azules ocupan una región de menos de 300 pc (el tamaño de toda la galaxia es decenas de veces mayor).
El problema de la existencia de un pequeño número de estrellas jóvenes en algunas galaxias dE es de considerable interés. De hecho, en las galaxias elípticas masivas, la falta de formación estelar suele estar asociada a la ausencia de gas interestelar, es decir, el medio que puede dar origen a estrellas cuando está fuertemente comprimido y enfriado. En todos los casos, la presencia de estrellas azules jóvenes se nota sólo en aquellas galaxias donde se observa el medio interestelar. Sin embargo, hasta ahora sólo en dos galaxias dE ha sido posible detectar mediante observaciones directas gas interestelar frío: en los satélites de la nebulosa de Andrómeda NGC 205, NGC 185 (e incluso aquí es extremadamente pequeño: aproximadamente el 0,01% de la masa total). de la galaxia).
Sin embargo, las observaciones de galaxias dE cercanas han demostrado que en ellas las estrellas jóvenes también están asociadas con el medio interestelar. En las galaxias NGC 205 y NGC 185, en las que se observan "una por una" jóvenes estrellas azules, se notan nebulosas de polvo oscuro, asociadas, como sabemos por el ejemplo de nuestra galaxia, a regiones de gas relativamente denso y frío. Por supuesto, allí hay poco, pero se podría decir que la formación de estrellas apenas brilla.
¿De dónde viene este gas?
Resulta que incluso si la galaxia queda completamente "limpiada" de gas, con el tiempo reaparecerá en pequeñas cantidades. Es transportado al espacio interestelar por estrellas envejecidas. La evidencia directa de este proceso en las galaxias cercanas proviene de las observaciones de las nebulosas planetarias: capas de gas en expansión expulsadas por las estrellas en una determinada etapa de su trayectoria vital. Estas nebulosas se han encontrado en todas las galaxias dE cercanas. Con el tiempo, el gas expulsado de las estrellas llena todo el espacio interestelar. Y luego, dependiendo de las condiciones físicas específicas de la galaxia, abandona la galaxia y se dirige al espacio intergaláctico, o se enfría gradualmente y se contrae para convertirse nuevamente en estrellas.
El destino del gas expulsado por las estrellas depende de la masa de la galaxia elíptica. Los cálculos teóricos han demostrado que el gas interestelar se enfría y se contrae más rápidamente en las galaxias elípticas pequeñas. Cualitativamente, esto puede explicarse por el hecho de que las estrellas en ellas se mueven más lentamente y las colisiones de masas de gas expulsadas por estrellas individuales no provocan un calentamiento del gas tan fuerte como se puede esperar en las galaxias grandes. Quizás esta sea la razón por la que en las galaxias elípticas “normales”, no enanas, los rastros de gas y las estrellas jóvenes son extremadamente raros. Pero quién sabe, si alguna galaxia elíptica gigante no estuviera más lejos de nosotros que la Nebulosa de Andrómeda, ¿tal vez podríamos encontrar estrellas azules individuales en ella?
Aunque las galaxias elípticas enanas exhiben cierta formación estelar débil, generalmente son sistemas estelares muy tranquilos y que cambian muy lentamente. No se observan en ellos procesos activos asociados con fuentes de energía no estelares. emisiones de materia, emisiones radioeléctricas no térmicas, actividad nuclear. Y en la mayoría de los casos no hay núcleo en el sentido habitual de la palabra en las galaxias dE, aunque en el mismo centro de NGC 205 y M 32 es visible un pequeño objeto con forma de estrella ("núcleo"), similar a un cúmulo globular masivo. de estrellas. En galaxias más distantes, estas formaciones ya no son accesibles a la observación.
Por supuesto, las galaxias dE no se limitan a los satélites de la Nebulosa de Andrómeda. Entre las enanas, se trata de galaxias de luminosidad relativamente alta, por lo que son accesibles para observaciones a distancias de varias decenas de millones de años luz. Se han encontrado muchas galaxias dE, por ejemplo, en el gran cúmulo de galaxias más cercano, en la constelación de Virgo. Pero entre el gran número de galaxias dE, sólo en un caso se puede sospechar de un objeto con un núcleo activo: una especie de radiogalaxia enana. Vale la pena hablar de este objeto con más detalle para mostrar las dificultades que a veces encuentran los investigadores al tratar de descubrir la naturaleza de la fuente observada.
Las radiogalaxias, las fuentes más poderosas de ondas de radio en la naturaleza, son, por regla general, galaxias elípticas gigantes, cuyo núcleo activo emite corrientes de protones y electrones relativistas (es decir, que tienen una velocidad muy cercana a la velocidad de la luz). Estas galaxias se encuentran estudiando fotografías de aquellas zonas del cielo donde se observa una u otra fuente de radio.
Cuando en los años 60 se descubrió que las coordenadas de una fuente de radio denominada 3S 276 coincidían con las coordenadas de una galaxia elíptica de pequeño tamaño angular, esto no pudo haber causado mucha sorpresa. Bien podría haber sido una radiogalaxia ordinaria, alejada a una distancia enorme, desde la cual parecía un objeto de magnitud 15. El espectro de la galaxia no se conocía, pero sí se menciona en los dos catálogos de galaxias más completos: los catálogos de Vorontsov-Velyaminov y Zwicky. Resultó tener una región interior ligeramente azulada con un brillo superficial bastante alto y una capa más "roja" que medía aproximadamente 1 ′.
Una radiogalaxia “normal” podría verse así desde una distancia de unos 100 Mpc. Dado que en el mundo de las galaxias se cumple la ley según la cual cuanto más alejada está una galaxia, mayor es su velocidad radial (ley de Hubble), se podría esperar que su velocidad fuera de aproximadamente 6-8 mil km/s. Imagínese la sorpresa cuando su espectro, fotografiado poco después de la identificación con la fuente de radio 3S 276, indicó que su velocidad era de sólo 30 km/s (además, el espectro no contenía las líneas de emisión esperadas, características de las radiogalaxias).
En 1970, el astrónomo canadiense S. van den Berg, trabajando en Estados Unidos en un telescopio gigante de 5 metros, obtuvo un nuevo espectrograma de la galaxia utilizando un convertidor electrónico-óptico para verificar la exactitud de una estimación inesperada. Utilizando ocho líneas de absorción, se encontró un valor más preciso para su velocidad de movimiento (en relación con el Sol): 10±8 km/s. Es más probable que esta velocidad sea característica no de las galaxias, sino de las estrellas más cercanas al Sol.
Sobre esta base, el astrónomo soviético Yu. P. Pskovsky sugirió que no se trata de una radiogalaxia, sino de una débil fuente de radio dentro de nuestra galaxia. ¿Podría ser este objeto un remanente ordinario de una supernova del tipo de la Nebulosa del Cangrejo? Esto parecía estar respaldado por el hecho de que la posición de la fuente de radio ZS 276 difería sólo 1° de la posición de la supernova observada por los astrónomos chinos en el siglo XIII.
Sin embargo, nuevos estudios sobre el objeto han hecho que tal explicación sea poco probable. Las fotografías de alta calidad tomadas con grandes telescopios mostraron que no contiene el tipo de estructura filamentosa típica de los restos de supernovas, y la fuerte concentración de brillo observada hacia el centro es muy característica de las galaxias elípticas. Finalmente, S. van den Berg descubrió que el espectro de emisión del objeto es completamente similar al espectro de los cúmulos globulares empobrecidos en elementos pesados, lo que, como sabemos, se puede esperar si tenemos una galaxia dE frente a nosotros.
Aunque la velocidad de movimiento de esta galaxia dE con respecto al Sol es cercana a cero, la velocidad con respecto al centro de nuestra galaxia, teniendo en cuenta el movimiento orbital del Sol, es de aproximadamente 200 km/s. Según la ley de Hubble, esto corresponde a una distancia sólo varias veces mayor que la de la Nebulosa de Andrómeda. Es cierto que para galaxias con velocidades tan insignificantes, la distancia no se determina de forma fiable a partir de la ley de Hubble. Se podría aclarar si se observaron estrellas individuales en la galaxia, pero lamentablemente no se pudieron detectar, a pesar de las búsquedas realizadas especialmente.
La baja velocidad del objeto ZS 276 demuestra claramente que no puede estar muy lejos. Resulta que se trata de un sistema estelar enano cercano. Sin embargo, incluso si la distancia a ella es de 2-3 Mpc, entonces esta no es solo una galaxia elíptica enana, sino un objeto único en su baja luminosidad, que es de solo 3-10 7 lc. Entre las galaxias dE conocidas, no hay ninguna cuya luminosidad se acerque siquiera a este valor. El radio también resultó ser un récord: solo 150-200 piezas. Y desde aquí es completamente incomprensible cómo una galaxia tan pequeña puede tener un núcleo activo y no ser inferior en poder de emisión de radio a una galaxia tan gigante como la Nebulosa de Andrómeda.
¿Qué tipo de explosión provocó la liberación de nubes emisoras de radio que, a juzgar por la distribución de las emisiones de radio, ahora ocupan un volumen muchas veces mayor que el volumen del misterioso objeto?
Una vez familiarizados con las galaxias elípticas enanas, pasemos ahora a galaxias que son muy similares a ellas en composición estelar, pero mucho menos comprendidas en su naturaleza.
Un equipo internacional de astrónomos, incluido Igor Karachentsev del Observatorio Astrofísico Especial de la Academia de Ciencias de Rusia, estudió la galaxia enana KDG215 y descubrió que la mayor parte de las estrellas que contiene se formaron durante los últimos mil millones de años, mientras que en la mayoría de las galaxias conocidas El pico de formación estelar ocurrió hace decenas de miles de millones de años. KDG215 es una de las galaxias "más jóvenes" de su composición, lo que indica que los procesos de su evolución no son inusuales. El artículo correspondiente se envía para su publicación en Cartas de revistas astrofísicas Mientras tanto, el texto del trabajo se puede encontrar en el servidor de preimpresión de la Universidad de Cornell.
Los detalles de cómo exactamente las galaxias comienzan a formar estrellas rápidamente y en grandes cantidades aún no están claros. La situación se complica por el hecho de que las galaxias "dieron a luz" más intensamente a nuevas estrellas hace 10 mil millones de años, y hoy este proceso es mucho más lento. La situación es especialmente difícil para las galaxias enanas, que están alejadas de los observadores terrestres y suelen ser bastante oscuras.
Los astrónomos han estudiado la galaxia enana KDG215, a 4,83 megaparsecs de distancia (unos 15,7 millones de años luz). Por un lado, está relativamente cerca y, por lo tanto, es conveniente para la observación y, por otro lado, tiene una serie de características extremadamente inusuales que permitieron a los científicos esperar resultados inusuales al estudiarlo. KDG215 es extremadamente débil: es una de las galaxias más débiles a esta distancia y su tasa actual de formación de nuevas estrellas es cero.
Los investigadores intentaron rastrear la evolución de la formación de estrellas en esta galaxia recurriendo al archivo de imágenes del Telescopio Espacial Hubble. Para ello, analizaron los espectros de emisión de la galaxia y descubrieron la edad de la principal población de estrellas que hay en ella. Resultó que sus valores medios son extremadamente bajos: según los cálculos, hace unos mil millones de años se produjo un fuerte aumento en la formación de estrellas en la galaxia. Según las estimaciones más conservadoras, hace apenas 1.250 millones de años, el 30 por ciento de todas las estrellas de KDG215 aún no existían, mientras que al menos el 90 por ciento de las estrellas del resto de las galaxias conocidas ya existían al mismo tiempo. Además, una estimación menos conservadora es que hace 1.250 millones de años, el 66 por ciento de todas las estrellas de la galaxia KDG215 no existían. Esto la hace extremadamente joven en términos de la edad promedio de su población estelar: aunque los autores establecen paralelos con un par de otras galaxias enanas, al menos la mitad de todas las estrellas se formaron hace entre 4 y 7 mil millones de años, y no en absoluto en los últimos mil millones de años, como puede ser el caso en KDG215.
Los investigadores observaron las galaxias vecinas de KDG215 en un cubo de seis megaparsecs (a unos 20 millones de años luz de distancia) y descubrieron que podría haber pasado muy cerca de la galaxia Black Eye (M64) hace no más de unos pocos miles de millones de años.
Se trata de un objeto bastante inusual, que consta de dos galaxias fusionadas, con su periferia girando en una dirección y el disco de gas y polvo en el centro de la galaxia en la otra. Como señalan los investigadores, una colisión con el gas de M64 podría provocar un fuerte aumento de la densidad de las nubes de hidrógeno en KDG215 y, en consecuencia, un inicio de la formación de estrellas. Un estudio más detallado de este objeto puede aclarar los detalles de los procesos de formación masiva de nuevas estrellas en las galaxias.
Las luminarias relativamente brillantes y masivas son bastante fáciles de ver a simple vista, pero hay muchas más estrellas enanas en la Galaxia, que sólo son visibles a través de telescopios potentes, incluso si se encuentran cerca del Sistema Solar. Entre ellas se encuentran modestas enanas rojas de larga vida, enanas marrones que no alcanzaron el estado estelar completo y enanas blancas retiradas, que gradualmente se convierten en negras.
El destino de una estrella depende enteramente de su tamaño, o más precisamente de su masa. Para imaginar mejor la masa de una estrella, podemos poner el siguiente ejemplo. Si pones 333 mil globos terrestres en una escala y el Sol en la otra, se equilibrarán entre sí. En el mundo de las estrellas, nuestro Sol es promedio. Es 100 veces menos masiva que las estrellas más grandes y 20 veces más grande que las más ligeras. Parecería que el rango es pequeño: aproximadamente el mismo que el de una ballena (15 toneladas) a un gato (4 kilogramos). Pero las estrellas no son mamíferos; sus propiedades físicas dependen mucho más de la masa. Basta comparar la temperatura: para una ballena y un gato es casi la misma, pero para las estrellas difiere diez veces: desde 2.000 Kelvin para las enanas hasta 50.000 para las estrellas masivas. Aún más fuerte: el poder de su radiación difiere miles de millones de veces. Por eso notamos fácilmente estrellas gigantes distantes en el cielo, pero no vemos enanas ni siquiera en las proximidades del Sol.
Pero cuando se realizaron cálculos cuidadosos, resultó que la prevalencia de gigantes y enanos en la Galaxia es muy similar a la situación de las ballenas y los gatos en la Tierra. Hay una regla en la biosfera: cuanto más pequeño es el organismo, más individuos hay en la naturaleza. Resulta que esto también es válido para las estrellas, pero la analogía no es tan fácil de explicar. En la naturaleza viva funcionan las cadenas alimentarias: las grandes se comen a las pequeñas. Si en el bosque hubiera más zorros que liebres, ¿qué comerían estos zorros? Sin embargo, las estrellas generalmente no se comen entre sí. Entonces ¿por qué hay menos estrellas gigantes que enanas? Los astrónomos ya saben la mitad de la respuesta a esta pregunta. El hecho es que la vida de una estrella masiva es miles de rads más corta que la de una estrella enana. Para evitar que sus propios cuerpos colapsen gravitacionalmente, las estrellas pesadas tienen que calentarse a altas temperaturas, cientos de millones de grados en el centro. En ellos se producen reacciones termonucleares muy intensas, lo que conduce a un poder de radiación colosal y a una rápida combustión del "combustible". Una estrella masiva desperdicia toda su energía en unos pocos millones de años, mientras que las enanas ahorrativas, ardiendo lentamente, alargan su edad termonuclear durante decenas o más de miles de millones de años. Entonces, no importa cuándo nació la enana, todavía está viva, porque la edad de la galaxia es sólo de unos 13 mil millones de años. Pero las estrellas masivas que nacieron hace más de 10 millones de años hace tiempo que murieron.
Sin embargo, esto es sólo la mitad de la respuesta a la pregunta de por qué los gigantes son tan raros en el espacio. Y la otra mitad es que las estrellas masivas nacen con mucha menos frecuencia que las enanas. Por cada cien estrellas recién nacidas como nuestro Sol, sólo aparece una estrella con una masa 10 veces mayor que la del Sol. Los astrofísicos aún no han descubierto el motivo de este "patrón ecológico".
Hasta hace poco, existía un gran vacío en la clasificación de los objetos astronómicos: las estrellas más pequeñas conocidas eran 10 veces más ligeras que el Sol, y el planeta más masivo, Júpiter, era 1.000 veces más ligero. ¿Existen en la naturaleza objetos intermedios, que no sean estrellas o planetas con masas entre 1/1000 y 1/10 de la solar? ¿Cómo debería ser este “eslabón perdido”? ¿Se puede detectar? Estas preguntas han preocupado a los astrónomos durante mucho tiempo, pero la respuesta comenzó a surgir sólo a mediados de la década de 1990, cuando los programas de búsqueda de planetas fuera del sistema solar dieron sus primeros frutos. Se han descubierto planetas gigantes en órbita alrededor de varias estrellas similares al Sol, todas ellas más masivas que Júpiter. La brecha de masa entre estrellas y planetas comenzó a reducirse. Pero, ¿es posible una conexión? ¿Dónde deberíamos trazar el límite entre una estrella y un planeta?
Hasta hace poco parecía que esto era bastante sencillo: la estrella brilla con luz propia y el planeta con luz reflejada. Por tanto, la categoría de planetas incluye aquellos objetos en cuyas profundidades no se han producido reacciones de fusión termonuclear durante toda su existencia. Si en alguna etapa de la evolución su poder era comparable a su luminosidad (es decir, las reacciones termonucleares sirvieron como principal fuente de energía), entonces tal objeto es digno de ser llamado estrella. Pero resultó que puede haber objetos intermedios en los que se producen reacciones termonucleares, pero nunca sirven como fuente principal de energía. Fueron descubiertas en 1996, pero mucho antes se las llamó enanas marrones. El descubrimiento de estos extraños objetos fue precedido por una búsqueda de treinta años, que comenzó con una predicción teórica notable.
En 1963, un joven astrofísico estadounidense de origen indio, Shiv Kumar, calculó modelos de las estrellas menos masivas y descubrió que si la masa de un cuerpo cósmico supera el 7,5% de la del Sol, la temperatura en su núcleo alcanza varios millones de grados y la temperatura termonuclear Allí comienzan las reacciones de conversión de hidrógeno en helio. Con una masa menor, la compresión se detiene antes de que la temperatura en el centro alcance el valor necesario para que se produzca la reacción de fusión del helio. Desde entonces, este valor de masa crítica se ha denominado “límite de ignición del hidrógeno” o límite de Kumara. Cuanto más cerca está una estrella de este límite, más lentas se producen en ella las reacciones nucleares. Por ejemplo, con una masa del 8% de la del Sol, una estrella “arderá lentamente” durante unos 6 billones de años, ¡400 veces la edad actual del Universo! Entonces, no importa en qué época nacieron estas estrellas, todas todavía están en su infancia.
Sin embargo, en la vida de objetos menos masivos hay un breve episodio en el que se parecen a una estrella normal. Estamos hablando de cuerpos con masas del 1% al 7% de la masa del Sol, es decir, de 13 a 75 masas de Júpiter. Durante el período de formación, comprimiéndose bajo la influencia de la gravedad, se calientan y comienzan a brillar con luz visible infrarroja e incluso ligeramente roja. Su temperatura en la superficie puede alcanzar los 2500 Kelvin y en sus profundidades supera el millón de Kelvin. Esto es suficiente para que comience la reacción de fusión termonuclear del helio, pero no a partir del hidrógeno ordinario, sino de un isótopo pesado muy raro: el deuterio, y no del helio ordinario, sino del isótopo ligero helio-3. Como hay muy poco deuterio en la materia cósmica, todo se quema rápidamente sin proporcionar una producción de energía significativa. Es lo mismo que arrojar una hoja de papel al fuego que se está enfriando: arderá instantáneamente, pero no proporcionará calor. Una estrella “nacida muerta” ya no puede calentarse; su compresión cesa bajo la influencia de la presión interna del gas degenerado. Privado de fuentes de calor, posteriormente sólo se enfría, como un planeta ordinario. Por lo tanto, estas estrellas fallidas sólo pueden notarse durante su corta juventud, mientras están calientes. No están destinados a alcanzar un régimen estacionario de combustión termonuclear.
Descubrimiento de estrellas "nacidas muertas"
Los físicos están seguros de que lo que no está prohibido por las leyes de conservación está permitido. Los astrónomos añaden a esto; La naturaleza es más rica que nuestra imaginación. Si Shiv Kumar fuera capaz de crear enanas marrones, entonces parecería que la naturaleza no tendría dificultades para crearlas. La búsqueda infructuosa de estas tenues luminarias continuó durante tres décadas. Cada vez más investigadores participaron en el trabajo. Incluso el teórico Kumar se aferró al telescopio con la esperanza de encontrar los objetos que descubrió en el papel. Su idea era simple: detectar una sola enana marrón es muy difícil, ya que es necesario no solo detectar su radiación, sino también demostrar que no se trata de una estrella gigante distante con una atmósfera fría (según los estándares estelares) o incluso de una galaxia. Rodeado de polvo en el borde del Universo. Lo más difícil en astronomía es determinar la distancia a un objeto. Por lo tanto, es necesario buscar enanas cerca de estrellas normales, cuyas distancias ya se conocen. Pero la estrella brillante cegará el telescopio y no permitirá ver a la enana oscura. ¡Por lo tanto, debes buscarlos cerca de otros enanos! Por ejemplo, con las rojas, estrellas de masa extremadamente baja, o con las blancas, restos enfriados de estrellas normales. En la década de 1980, las búsquedas realizadas por Kumar y otros astrónomos no arrojaron resultados. Aunque ha habido informes sobre el descubrimiento de enanas marrones más de una vez, investigaciones detalladas han demostrado cada vez que se trata de estrellas pequeñas. Sin embargo, la idea de búsqueda fue acertada y una década después funcionó.
En la década de 1990, los astrónomos dispusieron de nuevos detectores de radiación sensibles: matrices CCD y grandes telescopios de hasta 10 metros de diámetro con óptica adaptativa, que compensa las distorsiones introducidas por la atmósfera y permite recibir imágenes de la superficie de la Tierra casi tan claras como del espacio. Esto inmediatamente dio sus frutos: se descubrieron enanas rojas extremadamente tenues, que literalmente bordeaban las marrones.
Y la primera enana marrón fue encontrada en 1995 por un grupo de astrónomos liderados por Rafael Rebolo del Instituto de Astrofísica de Canarias. Utilizando un telescopio en la isla de La Palma, encontraron un objeto en el cúmulo de estrellas de las Pléyades, al que llamaron Teide Pléyades 1, tomando prestado el nombre del volcán Pico de Teide en la isla de Tenerife. Es cierto que persistían algunas dudas sobre la naturaleza de este objeto, y mientras los astrónomos españoles demostraban que se trataba de una enana marrón, sus colegas estadounidenses anunciaron su descubrimiento ese mismo año. Un equipo dirigido por Tadashi Nakajima del Instituto de Tecnología de California, utilizando telescopios del Observatorio Palomar, descubrió a una distancia de 19 años luz de la Tierra, en la constelación de Hare, junto a la muy pequeña y fría estrella Gliese 229, su aún más pequeña y satélite más frío Gliese 229B. La temperatura de su superficie es de sólo 1000 K y la potencia de radiación es 160 mil veces menor que la del sol.
El carácter no estelar de Gliese 229B fue finalmente confirmado en 1997 mediante la llamada prueba del litio. En las estrellas normales, una pequeña cantidad de litio conservada de la era del nacimiento del Universo se quema rápidamente en reacciones termonucleares. Sin embargo, las enanas marrones no son lo suficientemente calientes para esto. Cuando se descubrió litio en la atmósfera de Gliese 229B, se convirtió en la primera enana marrón "definitiva". Tiene casi el mismo tamaño que Júpiter y su masa se estima entre el 3 y el 6% de la masa del Sol. Orbita a su compañero más masivo, Gliese 229A, en una órbita con un radio de aproximadamente 40 unidades astronómicas (como Plutón alrededor del Sol).
Rápidamente quedó claro que ni siquiera los telescopios más grandes son adecuados para buscar “estrellas fallidas”. Las primeras enanas marrones individuales fueron descubiertas utilizando un telescopio ordinario durante estudios sistemáticos del cielo. Por ejemplo, el objeto Kelu-1 en la constelación de Hydra fue descubierto como parte de un programa a largo plazo de búsqueda de estrellas enanas en las proximidades del Sol, que comenzó en el Observatorio Europeo Austral en Chile en 1987. Con el telescopio Schmidt de 1 metro, la astrónoma María Teresa Ruiz de la Universidad de Chile lleva muchos años fotografiando periódicamente determinadas zonas del cielo y luego comparando imágenes tomadas a intervalos de años. Entre cientos de miles de estrellas débiles, busca aquellas que están notablemente desplazadas en relación con otras; esta es una señal inequívoca de luminarias cercanas. De esta forma, María Ruiz ya descubrió decenas de enanas blancas, y en 1997 finalmente dio con una marrón. Su tipo estaba determinado por el espectro, que contenía las líneas de litio y metano. María Ruiz lo llamó Kelu-1: en el idioma del pueblo mapuche que alguna vez habitó el centro de Chile, “quelu” significa rojo. Se encuentra a unos 30 años luz del Sol y no está asociado a ninguna estrella.
Todos estos descubrimientos, realizados en 1995-1997, se convirtieron en prototipos de una nueva clase de objetos astronómicos que ocuparon un lugar entre las estrellas y los planetas. Como suele ocurrir en astronomía, a los primeros descubrimientos siguieron inmediatamente otros nuevos. En los últimos años, se han descubierto muchas enanas durante los estudios de rutina del cielo infrarrojo 2MASS y DENIS.
polvo de estrellas
Poco después de su descubrimiento, las enanas marrones obligaron a los astrónomos a realizar ajustes en la clasificación espectral de las estrellas que se había establecido hace décadas. El espectro óptico de una estrella es su cara, o más bien su pasaporte. La posición y la intensidad de las líneas en el espectro indican principalmente la temperatura de la superficie, así como otros parámetros, en particular la composición química, la densidad del gas en la atmósfera, la intensidad del campo magnético, etc. Hace unos 100 años, los astrónomos desarrollaron una clasificación de los espectros estelares, designando cada letra de clase del alfabeto latino. Su orden fue revisado muchas veces, reorganizando, eliminando y agregando letras, hasta que surgió un esquema generalmente aceptado que sirvió perfectamente a los astrónomos durante muchas décadas. En la forma tradicional, la secuencia de clases espectrales se ve así: O-B-A-F-G-K-M. La temperatura de la superficie de las estrellas de clase O a clase M disminuye de 100.000 a 2.000 K. Los estudiantes de astronomía ingleses incluso idearon una regla mnemotécnica para recordar el orden de las letras “¡Oh! ¡Sé una buena chica, bésame! Y con el cambio de siglo, esta serie clásica tuvo que alargarse con dos letras a la vez. Resultó que el polvo juega un papel muy importante en la formación de espectros de estrellas y subestrellas extremadamente frías.
En la superficie de la mayoría de las estrellas, debido a la alta temperatura, no pueden existir moléculas. Sin embargo, las estrellas más frías de clase M (con temperaturas inferiores a 3000 K) muestran fuertes bandas de absorción de óxidos de titanio y vanadio (TiO, VO) en sus espectros. Naturalmente, se esperaba que estas líneas moleculares fueran aún más fuertes en enanas marrones aún más frías. En el mismo año 1997, se descubrió una compañera marrón GD 165B cerca de la enana blanca GD 165, con una temperatura superficial de 1900 K y una luminosidad del 0,01% solar. Sorprendió a los investigadores el hecho de que, a diferencia de otras estrellas frías, no tiene bandas de absorción de TiO y VO, por lo que fue apodada "estrella extraña". Los espectros de otras enanas marrones con temperaturas inferiores a 2000 K resultaron ser los mismos. Los cálculos han demostrado que las moléculas de TiO y VO en sus atmósferas se condensan en partículas sólidas, granos de polvo, y ya no se manifiestan en el espectro, como es típico en ellas. moléculas de gas.
Para tener en cuenta esta característica, Davy Kirkpatrick del Instituto de Tecnología de California propuso ampliar la clasificación espectral tradicional el año siguiente, añadiendo la clase L para estrellas infrarrojas de baja masa con una temperatura superficial de 1500-2000 K. La mayoría de los objetos de clase L deberían ser enanas marrones, aunque las estrellas muy viejas y de poca masa también pueden enfriarse por debajo de los 2000 K.
Continuando con sus estudios de las enanas L, los astrónomos han descubierto objetos aún más exóticos. Sus espectros muestran fuertes bandas de absorción de agua, metano e hidrógeno molecular, por lo que se les llama “enanas de metano”. Se considera que el prototipo de esta clase es la primera enana marrón descubierta, Gliese 229B. En 2000, James Libert y sus colegas de la Universidad de Arizona identificaron como un grupo separado a las enanas T con temperaturas de 1500-1000 K e incluso ligeramente inferiores.
Las enanas marrones plantean muchas preguntas difíciles y muy interesantes para los astrónomos. Cuanto más fría es la atmósfera de una estrella, más difícil resulta estudiarla tanto para los observadores como para los teóricos. La presencia de polvo dificulta aún más esta tarea: la condensación de partículas no sólo cambia la composición de los elementos químicos libres en la atmósfera, sino que también afecta la transferencia de calor y la forma del espectro. En particular, los modelos teóricos que tienen en cuenta el polvo han predicho un efecto invernadero en la atmósfera superior, lo que se confirma mediante observaciones. Además, los cálculos muestran que después de la condensación, los granos de polvo comienzan a hundirse. Es posible que se formen densas nubes de polvo en diferentes niveles de la atmósfera. La meteorología de las enanas marrones puede que no sea menos diversa que la de los planetas gigantes. Pero si se pueden estudiar de cerca las atmósferas de Júpiter y Saturno, los ciclones de metano y las tormentas de polvo de las enanas marrones sólo deberán descifrarse a partir de sus espectros.
Secretos de "Mestizo"
Las preguntas sobre el origen y la abundancia de las enanas marrones aún permanecen abiertas. Los primeros cálculos de su número en cúmulos de estrellas jóvenes como las Pléyades muestran que, en comparación con las estrellas normales, la masa total de las enanas marrones no es aparentemente tan grande como para "atribuirles" toda la masa oculta de la galaxia. Pero esta conclusión todavía necesita ser verificada. La teoría generalmente aceptada sobre el origen de las estrellas no responde a la pregunta de cómo se forman las enanas marrones. Objetos de masa tan baja podrían formarse como planetas gigantes en discos circunestelares. Pero se han descubierto bastantes enanas marrones individuales, y es difícil imaginar que todas ellas desaparecieran poco después de nacer a manos de sus compañeras más masivas. Además, recientemente se descubrió un planeta en órbita alrededor de una de las enanas marrones, lo que significa que no estaba sujeto a una fuerte influencia gravitacional de sus vecinos, de lo contrario la enana lo habría perdido.
Recientemente se ha delineado un camino muy especial para el nacimiento de las enanas marrones en el estudio de dos sistemas binarios cercanos: LL Andromeda y EF Eridani. En ellos, una compañera más masiva, una enana blanca, con su gravedad extrae materia de una compañera menos masiva, la llamada estrella anfitriona. Los cálculos muestran que inicialmente en estos sistemas los satélites donantes eran estrellas ordinarias, pero después de varios miles de millones de años su masa cayó por debajo del valor límite y las reacciones termonucleares en ellos desaparecieron. Ahora bien, en apariencia, estas son las típicas enanas marrones.
La temperatura de la estrella donante en el sistema LL Andrómeda es de unos 1300 K, y en el sistema EF Eridani de unos 1650 K. Su masa es sólo unas decenas de veces mayor que la de Júpiter y en sus espectros son visibles líneas de metano. Aún se desconoce qué tan similares son su estructura interna y composición química a las de las enanas marrones "reales". Por tanto, una estrella normal de baja masa, que ha perdido una fracción significativa de su materia, puede convertirse en una enana marrón. Los astrónomos tenían razón cuando argumentaron que la naturaleza es más inventiva que nuestra imaginación. Las enanas marrones, esas “ni estrellas ni planetas”, ya han comenzado a presentar sorpresas. Como resultó recientemente, a pesar de su naturaleza fría, algunos de ellos son fuentes de radiación de radio e incluso de rayos X (!). Así que en el futuro este nuevo tipo de objeto espacial nos promete muchos descubrimientos interesantes.
Estrellas degeneradas
Normalmente, durante la formación de una estrella, su compresión gravitacional continúa hasta que la densidad y la temperatura en el centro alcanzan los valores necesarios para desencadenar reacciones termonucleares y luego, debido a la liberación de energía nuclear, la presión del gas equilibra su propia atracción gravitacional. Las estrellas masivas tienen temperaturas más altas y las reacciones comienzan con una densidad de materia relativamente baja, pero cuanto menor es la masa, mayor resulta ser la "densidad de ignición". Por ejemplo, en el centro del Sol el plasma se comprime a 150 gramos por centímetro cúbico.
Sin embargo, a una densidad aún cientos de veces mayor, la materia comienza a resistir la presión independientemente del aumento de temperatura y, como resultado, la compresión de la estrella se detiene antes de que la producción de energía en las reacciones termonucleares se vuelva significativa. La razón para detener la compresión es un efecto de la mecánica cuántica, que los físicos llaman presión de un gas de electrones degenerado. El caso es que los electrones son un tipo de partículas que obedecen al llamado “principio de Pauli”, establecido por el físico Wolfgang Pauli en 1925. Este principio establece que partículas idénticas, como los electrones, no pueden estar en el mismo estado al mismo tiempo. Esta es la razón por la que los electrones de un átomo se mueven en diferentes órbitas. No hay átomos en el interior de una estrella: a alta densidad se aplastan y queda un único “mar de electrones”. Para él, el principio de Pauli suena así: los electrones ubicados cerca no pueden tener la misma velocidad.
Si un electrón está en reposo, otro debe moverse y el tercero debe moverse aún más rápido, etc. Los físicos llaman a este estado del electrón degeneración del gas. Incluso si una estrella pequeña ha quemado todo su combustible termonuclear y ha perdido su fuente de energía, su compresión puede detenerse mediante la presión del gas de electrones degenerado. No importa cuánto se enfríe una sustancia, a alta densidad el movimiento de los electrones no se detendrá, lo que significa que la presión de la sustancia resistirá la compresión independientemente de la temperatura: cuanto mayor sea la densidad, mayor será la presión.
La contracción de una estrella moribunda con una masa igual a la del Sol se detendrá cuando se reduzca aproximadamente al tamaño de la Tierra, es decir, 100 veces, y su densidad de materia se vuelva un millón de veces mayor que la densidad del agua. Así se forman las enanas blancas. Una estrella con menor masa deja de contraerse a menor densidad porque su fuerza gravitacional no es tan fuerte. Una estrella fallida muy pequeña puede degenerar y dejar de contraerse incluso antes de que la temperatura en sus profundidades alcance el umbral de "ignición termonuclear". Un cuerpo así nunca se convertirá en una verdadera estrella.
