Estrellas y Planetas
A partir del fraccionamiento y condensación de inmensas nubes interestelares de gran densidad y tamaño se forman las estrellas. La metalicidad de la nube de gas, es decir, la abundancia relativa de elementos más pesados que el helio, será la que posean las estrellas que origine. Éstas, normalmente, suelen ser de entre decenas y centenares. El resto de fragmentos de gas que no han constituido la estrella se convertirá en un disco circumestelar, orbitando alrededor de ésta, formando los planetas, satélites y los cuerpos menores del sistema por agregación o acrecimiento de las partículas de gas. Cuanto mayor sea la metalicidad del sistema, mayor será el número de planetas formados.
Enanas Marrones
El nombre de "enana marrón" fue acuñado por Jill Tarter en 1975, y con ella se designa a las agrupaciones de gases interestelares que no han conseguido una masa lo suficientemente grande como para haber iniciado reacciones nucleares continúas de fusión del hidrógeno y así convertirse en una estrella. Sobre la base de estimaciones teóricas, una enana marrón sería aquella agrupación cuya masa no es mayor que 84 veces la masa de Júpiter y no es inferior a 13 masas de Júpiter, ya que se trataría entonces de un planeta. Los límites de estas masas varían según la metalicidad del gas interestelar. Algunos astrónomos sostienen que la distinción más importante entre planetas y enanas marrones es su modo de formación. Según este criterio, las enanas marrones se forman de la misma manera que las estrellas, como condensación de la nube de gas interestelar, y no como los planetas, por acrecimiento de material en un disco circumestelar.
Las enanas marrones emiten ingentes cantidades de radiación infrarroja como resultado de la lenta contracción gravitatoria y de las reacciones esporádicas de fusión de deuterio. De ahí que fuesen llamadas así, dada su naturaleza errática. Cuanto más masiva es una enana marrón, mayor es la temperatura de su superficie, siendo un valor típico 700 ºC.
Tipos de Enanas Marrones
Existen básicamente dos tipos de enanas marrones o enanas café, como también son conocidas. Aquellas que se encuentran en un sistema binario, orbitando alrededor de una estrella u otra enana marrón, y aquellas que deambulan por el espacio bajo la atracción de algún tipo de astro dentro de un sistema estelar.
La primera enana marrón verificada fue Teide 1 en 1995, en el telescopio IAC-80 del Observatorio Astronómico del Teide (Tenerife). Para detectar enanas marrones se utiliza la combinación de la determinación de su masa e imágenes directas, además del modo clásico, la determinación de litio. Debido a su baja masa, el hidrógeno no llega a alcanzar las temperaturas y presiones necesarias para desencadenar la fusión de este elemento y el litio no es destruido, permaneciendo en la enana marrón durante toda su existencia. Este litio puede ser detectado a través de sus espectros de emisión característicos.
A partir del fraccionamiento y condensación de inmensas nubes interestelares de gran densidad y tamaño se forman las estrellas. La metalicidad de la nube de gas, es decir, la abundancia relativa de elementos más pesados que el helio, será la que posean las estrellas que origine. Éstas, normalmente, suelen ser de entre decenas y centenares. El resto de fragmentos de gas que no han constituido la estrella se convertirá en un disco circumestelar, orbitando alrededor de ésta, formando los planetas, satélites y los cuerpos menores del sistema por agregación o acrecimiento de las partículas de gas. Cuanto mayor sea la metalicidad del sistema, mayor será el número de planetas formados.
Enanas Marrones
El nombre de "enana marrón" fue acuñado por Jill Tarter en 1975, y con ella se designa a las agrupaciones de gases interestelares que no han conseguido una masa lo suficientemente grande como para haber iniciado reacciones nucleares continúas de fusión del hidrógeno y así convertirse en una estrella. Sobre la base de estimaciones teóricas, una enana marrón sería aquella agrupación cuya masa no es mayor que 84 veces la masa de Júpiter y no es inferior a 13 masas de Júpiter, ya que se trataría entonces de un planeta. Los límites de estas masas varían según la metalicidad del gas interestelar. Algunos astrónomos sostienen que la distinción más importante entre planetas y enanas marrones es su modo de formación. Según este criterio, las enanas marrones se forman de la misma manera que las estrellas, como condensación de la nube de gas interestelar, y no como los planetas, por acrecimiento de material en un disco circumestelar.
Las enanas marrones emiten ingentes cantidades de radiación infrarroja como resultado de la lenta contracción gravitatoria y de las reacciones esporádicas de fusión de deuterio. De ahí que fuesen llamadas así, dada su naturaleza errática. Cuanto más masiva es una enana marrón, mayor es la temperatura de su superficie, siendo un valor típico 700 ºC.
Tipos de Enanas Marrones
Existen básicamente dos tipos de enanas marrones o enanas café, como también son conocidas. Aquellas que se encuentran en un sistema binario, orbitando alrededor de una estrella u otra enana marrón, y aquellas que deambulan por el espacio bajo la atracción de algún tipo de astro dentro de un sistema estelar.
La primera enana marrón verificada fue Teide 1 en 1995, en el telescopio IAC-80 del Observatorio Astronómico del Teide (Tenerife). Para detectar enanas marrones se utiliza la combinación de la determinación de su masa e imágenes directas, además del modo clásico, la determinación de litio. Debido a su baja masa, el hidrógeno no llega a alcanzar las temperaturas y presiones necesarias para desencadenar la fusión de este elemento y el litio no es destruido, permaneciendo en la enana marrón durante toda su existencia. Este litio puede ser detectado a través de sus espectros de emisión característicos.
La enana marrón mejor caracterizada es Gliese 229B, la compañera de menor masa de la estrella Gliese 229, de la que dista la distancia entre el Sol y Plutón. Su masa se encuentra entre 20 y 60 veces la masa de Jupiter y puede tener una edad de 5 billones de años.
PPL-15, de las Pléyades, es un sistema binario en el que ambos componentes son enanas marrones. S Ori 47, en el grupo Sigma Orionis, tiene el récord de la enana marrón más pequeña con la masa conocida de 0,015 veces la masa solar. Una serie de otros fuertes candidatos esperan la confirmación, mientras que algunos objetos, como el compañero de HD 114762, se encuentran cerca de la frontera entre los planetas masivos y de baja masa enanos marrones.
Referencias:
http://astro.berkeley.edu/~stars/bdwarfs
http://www.daviddarling.info/encyclopedia
PPL-15, de las Pléyades, es un sistema binario en el que ambos componentes son enanas marrones. S Ori 47, en el grupo Sigma Orionis, tiene el récord de la enana marrón más pequeña con la masa conocida de 0,015 veces la masa solar. Una serie de otros fuertes candidatos esperan la confirmación, mientras que algunos objetos, como el compañero de HD 114762, se encuentran cerca de la frontera entre los planetas masivos y de baja masa enanos marrones.
Referencias:
http://astro.berkeley.edu/~stars/bdwarfs
http://www.daviddarling.info/encyclopedia
Fuente: CienciaPopular.com
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