Es posible que las más pequeñas de las estrellas sean parecidas a las Cefeidas.

Una pareja de astrónomos franceses e italianos predicen que las enanas marrones debería pulsar durante su juventud, y es posible que esas pulsaciones ya hayan sido detectadas en Orión.

Las enanas marrones nacen con demasiada poca masa (menos de un 8 por ciento de la del Sol) como para sostener la fusión del hidrógeno, la reacción nuclear que da energía a las estrellas de la secuencia principal como nuestro astro central.

Sigma Orionis es la causa del destello de luz que se ve en la parte superior de esta imagen de la Nebulosa Cabeza de Caballo. Es posible que allí se hayan encontrado enanas marrones pulsantes. Crédito: T.A.Rector / Hubble Heritage Team.

A pesar de ésto, las enanas marrones brillan, principalmente por la transformación de la energía gravitatoria en calor. Cuando son jóvenes, también generan energía convirtiendo deuterio en un isótopo liviano del helio, el ³He. El deuterio (²H) es un muy escaso isótopo pesado del hidrógeno, con un protón y un neutrón en su núcleo.

La fusión del deuterio debería hacer que las enanas marrones y las enanas rojas de muy poca masa pulsaran, dicen Francesco Palla del Observatorio Astrofísico Arcetri en Italia e Isabelle Baraffe del Centro de Investigación Astronómica de Lyon, Francia. Ambos presentarán sus ideas en un número futuro de la revista Astronomy and Astrophysics.

El deuterio fusiona a una temperatura menor que la del hidrógeno común, lo que explica porqué incluso las enanas marrones pueden encenderlo. Pero la fusión del deuterio es exquisitamente sensible a la temperatura de la estrella. La cantidad de energía generada es proporcional a la duodécima potencia de la temperatura de una estrella, de modo que si se duplica la temperatura se aumente la emisión de energía en unas 4.000 veces.

Precisamente, es esta sensibilidad a la temperatura lo que induce las pulsaciones en estrellas que tengan una masa menor a 0,1 masas solares (enanas marrones y enanas rojas de muy poca masa). Una pequeña fluctuación en la temperatura puede disparar expansiones y contracciones rítmicas en ese tipo de estrellas. Un pequeño aumento de la temperatura aumenta la producción de energía, y ésto hace que la estrella se expanda y se enfríe. El enfriamiento reduce la producción de energía, de modo que la estrella se encoge y se calienta; el ciclo continúa repitiéndose.

Las estrellas pulsantes más conocidas son las Cefeidas, supergigantes amarillas que se expanden y se contraen cada pocos días, semanas o meses, haciendo que su luz crezca y mengüe con la misma periodicidad. Cuanto mayor y más brillante es una Cefeida, más tiempo le toma para pulsar, de modo que por simplemente medir el período de una Cefeida se puede conocer su brillo intrínseco y, por lo tanto, la distancia a la que se encuentra.

Las enanas marrones deberían pulsar más rápidamente que las Cefeidas. De todos modos, al igual que sucede con ellas, cuanto más masivas sean más largo debería ser su período. Palla y Baraffe calculan que una enana marrón de 0,02 masas solares deberían pulsar una vez por hora, mientras que una enana roja de 0,1 masas solares debería tomarse unas cinco horas para realizar una pulsación.

Estas estrellas deberían pulsar únicamente en su juventud. Esto es así porque el deuterio es muy escaso, representando solamente uno de cada 50.000 núcleos de hidrógeno, de modo que la estrella agotaría rápidamente sus existencias. Una enana marrón de 0,02 masas solares consume su deuterio en apenas 20 millones de años, mientras que una enana roja de 0,01 masas solares lo agotaría en 2,5 millones de años. Por éso, los observadores que busquen enanas marrones pulsantes deberían examinar grupos de estrellas jóvenes, tales como los que se encuentran en las constelaciones de Orión, Tauro y el Camaleón.

De hecho, dicen Palla y Baraffe, pulsaciones de este tipo podrían haber sido detectadas en el cúmulo de Sigma Orionis, justa hacia el oeste de la Nebulosa Cabeza de Caballo. La luz de dos estrellas en este cúmulo de 3 millones de años de edad varía cada 3 horas. Otra estrella del cúmulo tiene un período de alrededor de 2 horas, y otra varía cada 46 minutos. Más aún, la última estrella (denominada Sigma Orionis 45) tiene una masa estimada de solamente 0,02 masas solares.

Estas variaciones de luminosidad habían sido atribuidas a manchas solares y a la rotación estelar, pero Palla y Baraffe dicen que podrían ser el sello de su pulsación.

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Web Site: Astronomy Magazine
Artículo: “Do brown dwarfs pulsate? ”
Autor: Ken Croswell
Fecha: Febrero 11, 2005

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Para Astroseti.org: Heber Rizzo Baladán

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