Pesando las estrellas más pequeñas

ste descubrimiento sugiere, por lo tanto, que debido a errores en los modelos, los astrónomos pueden haber sobreestimado el número de "enanas marrones" jóvenes y de planetas extrasolares "libres".

Una combinación ganadora

Una estrella puede ser caracterizada por muchos parámetros. Pero hay uno que es de capital importancia: su masa.

Es la masa de una estrella la que decide su destino. Por lo tanto, no resulta sorprendente que los astrónomos estén ávidos por obtener una medición precisa de este parámetro. Esta no es, sin embargo, una tarea fácil, especialmente en el caso de las menos masivas, esas que se encuentran en el límite entre las estrellas y las enanas marrones.

Las enanas marrones, o "estrellas fallidas", son objetos que pueden llegar a ser hasta 75 veces masivos que Júpiter, demasiado pequeños como para que se hayan encendido en su interior grandes procesos de fusión nuclear.

Para determinar la masa de una estrella, generalmente los astrónomos examinan el movimiento de las estrellas de un sistema binario, y luego aplican el mismo método que permite determinar la masa de la Tierra conociendo la distancia a la Luna y el tiempo que le toma a su satélite para recorrer una órbita completa (la así llamada "Tercera Ley de Kepler"). De la misma forma, también han medido la masa del Sol conociendo la distancia Tierra-Sol y el tiempo (un año) que le toma a nuestro planeta dar una vuelta completa alrededor del Sol.

El problema con los objetos de poca masa es que son muy tenues, y a menudo están escondidos en el resplandor de la estrella más brillante alrededor de la cual giran, aún cuando sean observados con grandes telescopios.

Sin embargo, los astrónomos han hallado formas de superar esta dificultad. Para ésto, se apoyan en una combinación de una estrategia de observación bien estudiada con instrumentos de última generación.

La cámara de alto contraste

Primero, los astrónomos que buscan objetos de muy poca masa observan estrellas jóvenes cercanas, puesto que los compañeros de poca masa serán más brillantes mientras sean también jóvenes, antes de que se enfríen y se contraigan.

En este caso en particular, un equipo internacional de astrónomos liderado por Laird Close (Observatorio Steward, Universidad de Arizona) estudió la estrella AB Doradus A (AB Dor A). Esta estrella está localizada a unos 48 años luz de distancia y tiene "solamente" 50 millones de años de edad. Como la posición de AB Dor A en el cielo "se bambolea" debido al tirón gravitatorio de un objeto estelar, desde principios de la década de 1990 se considera que debe tener una compañera de poca masa.

Para fotografiar a esta compañera y obtener una serie completa de datos sobre ella, Close y sus colegas utilizaron un novel instrumento en el VLT del Observatorio Austral Europeo. Esta nueva cámara de óptica adaptativa de alto contraste, la Cámara Diferencial Simultánea (Simultaneous Differential Imager) NACO, o NACO SDI, fue desarrollada específicamente por Laird Close y Rainer Lenzer (Instituto de Astronomía Max Planck en Heidelberg, Alemania) para la caza de planetas extrasolares. La cámara SDI aumenta la capacidad del VLT y de su sistema de óptica adaptativa para detectar compañeros tenues que normalmente se perderían en el resplandor de la estrella primaria.

Una primicia mundial


Por lo tanto, estos nuevos hallazgos retan las ideas actuales sobre la población de enanas marrones y la posible existencia de los ampliamente publicados planetas extrasolares "libres".

De hecho, si los objetos jóvenes identificados hasta ahora como enanas marrones son el doble de masivos que lo que se pensaba, muchos de ellos serían en cambio estrellas de poca masa. Y los objetos identificados como planetas extrasolares "libres" resultaría probablemente ser a su vez enanas marrones de poca masa.

Para Close y sus colegas, "este descubrimiento obligará a los astrónomos a re-pensar cuáles son realmente las masas de los objetos más pequeños producidos en la naturaleza".

Más información

El trabajo aquí presentado aparece como una Carta en el número del 20 de enero de la revista Nature: "A dynamical calibration of the mass-luminosity relation at very low stellar masses and young ages" ("Una calibración dinámica de la relación masa-luminosidad para masas estelares muy bajas y edades jóvenes") por L. Close et al.

Notas

El equipo está compuesto por Laird M. Close, Eric Nielsen, Eric E. Mamajek y Beth Biller (Observatorio Steward, Universidad de Arizona, Tucson, EE.UU.); Rainer Lenzen y Wofgang Brandner (Instituto de Astronomía Max Planck, Heidelberg, Alemania); José C. Guirado (Universidad de Valencia, España); y Markus Hartung y Chris Lidman (ESO-Chile).

La cámara NACO SDI es un tipo único de cámara que utiliza óptica adaptativa, la que eliminar los efectos borrosos de la atmósfera, produciendo así imágenes extremadamente nítidas.

SDI divide la luz proveniente de una estrella única en cuatro imágenes diferentes, y luego hace pasar los haces resultantes a través de cuatro filtros ligeramente diferentes (metano-sensibles).

Cuando los haces filtrados de luz chocan contra el conjunto de detectores de la cámara, los astrónomos pueden sustraer las imágenes de modo que la estrella brillante desaparezca, revelando un objeto más tenue y más frío que de otro modo quedaría escondido en el halo de luz dispersada (resplandor) de la estrella. Unas imágenes únicas de Titán obtenidas previamente con NACO SDI fueron publicadas en el informe de prensa ESO PR 09/04.