¿Cuántas enanas marrones hay en la Vía Láctea?

Las enanas marrones son un descubrimiento reciente. Hace sólo unas décadas que conocemos su existencia. Pero, ¿cuántas enanas marrones hay en la Vía Láctea? Comprender cuál es su relación con el proceso de formación de estrellas puede ser muy útil…

La distribución de enanas marrones

Concepto artístico de una enana marrón, HD 29587 B.
Crédito: Wikimedia Commons/Tyrogthekreeper
Crédito: Wikimedia Commons/Tyrogthekreeper

Las enanas marrones es un objeto de estudio reciente. Poco a poco, estamos comenzando a comprender cuál es su distribución en la galaxia. Y a ver cómo encajan en el proceso de formación estelar. A fin de cuentas, reciben el apodo de estrellas fallidas, aunque no es completamente cierto. Se trata de objetos con una masa tan baja que no son capaces de mantener la fusión de hidrógeno en su núcleo. Están en un incómodo punto intermedio entre planetas y estrellas. Y sabemos que pueden tener planetas a su alrededor.

Quizá por eso no es sorprendente encontrarnos con un nuevo estudio que se fija en este tipo de objeto. En concreto, se centra en las enanas marrones en cúmulos abiertos. Tiene todo el sentido del mundo. Es el lugar en el que se forman las estrellas jóvenes. Vale la pena intentar descubrir cuántas enanas marrones se forman con ellas. Nos permitirá tener una idea mucho más aproximada de cuántas enanas marrones hay en la Vía Láctea.

Porque, al menos por ahora, todas las que hemos encontrado están razonablemente cerca del Sol. Desde el descubrimiento de la primera, en 1995, todas las que hemos encontrado se encuentra a unos 1.500 años-luz de distancia. Cósmicamente hablando, como quizá sepas, estamos hablando de nuestro vecindario. El estudio de los cúmulos nos podría ayudar a comprender cuál es su distribución en el resto de la galaxia.

Los cúmulos abiertos como fuente de información

Recreación artística de una enana marrón de tipo T.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

A fin de cuentas, los cúmulos abiertos dan lugar al nacimiento de estrellas de todo tipo. Desde las que tienen decenas de masas solares, hasta las enanas marrones. Aquí entra en juego algo que llamamos la función de masa inicial (abreviada IMF por sus siglas en inglés). Esta función muestra la distribución de masa en un cúmulo estelar. Es decir, cuántas estrellas con diferentes masas (similar a la del Sol, superior, inferior, etc) podemos esperar encontrar.

Edwin Salpeter, un astrofísico austríaco que trabajó en esa función, produjo valores que todavía hoy se siguen utilizando. Más de medio siglo después. Su cálculo baja hasta las estrellas con la mitad de masa del Sol. Pero una vez bajamos de ese umbral, las cosas se vuelven más complicadas. Por estudios recientes, sabemos que podría haber otra función de masa inicial que pueda explicar la cantidad de enanas marrones que podemos esperar encontrar en relación a las estrellas presentes.

Pero la mayor parte de cúmulos estudiados hasta la fecha son grupos de estrellas de masa pequeña. Hasta este estudio… Ahora, el grupo de investigadores ha analizado diversas regiones de formación de estrellas. Incluyendo algunas mucho más densas, como el cúmulo RCW 38, a unos 5.500 años-luz, en la constelación de Vela. Es un cúmulo joven, con menos de un millón de años de edad. Es el doble de denso que el cúmulo de la Nebulosa de Orión, y mucho más denso que cualquier región cercana de formación de estrellas.

Los cúmulos abiertos densos

Concepto artístico de una enana marrón de tipo Y.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

Así que parece un lugar perfecto para estudiar enanas marrones. Porque aquí contamos con toda la familia estelar. Desde astros muy masivos, bajando a estrellas de mucha menos masa. Reúne las condiciones necesarias para poder determinar si el entorno de un cúmulo afecta a la proporción de enanas marrones que podemos esperar encontrar, en relación al resto de estrellas que pueden formarse allí.

Según las diversas teorías de formación de enanas marrones, la densidad de una región debería afectar a la producción de objetos de poca masa. Es una función directa. Así que cuanta más densidad, más enanas marrones podemos esperar encontrar. La presencia de estrellas muy masivas (de tipos O y B) puede ser un factor a tener en cuenta. Tienen la capacidad de eliminar material de los núcleos en proceso de formación, provocando que no se llegue a formar otra estrella.

Por tanto, una región como RCW 38 debería producir muchas más enanas marrones que la Nebulosa de Orión. Así que con eso en mente, los investigadores utilizaron el Very Large Telescope de la Agencia Espacial Europea. Y lo que encontraron fue que la cantidad estimada de enanas marrones encaja con la de otras regiones de formación de estrellas. Incluso las que son mucho menos densas. Y eso es interesante.

Cuántas enanas marrones hay en la Vía Láctea

Recreación artística de un disco de polvo y gas alrededor de una enana marrón.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/M. Kornmesser (ESO)

Así que no hay evidencias, según el estudio, de que una zona más densa pueda producir más enanas marrones y estrellas de muy poca masa. En todas las regiones del estudio, la proporción entre estrella y enana marrón es entre 2 y 5. Es decir, por cada 10 estrellas de masa baja, podemos esperar encontrarnos de 2 a 5 enanas marrones. Encaja con otras estimaciones. Por lo que los resultados muestran que la formación de enanas marrones es un proceso universal. Sucede en multitud de regiones de formación de estrellas en toda la galaxia.

A partir de aquí, podemos hacer una estimación de cuántas enanas marrones hay en la Vía Láctea, o mejor dicho, podría haber. La cifra oscila entre los 25.000 y los 100.000 millones de enanas marrones. La cifra más alta querría decir que por cada estrella hay una enana marrón. Pero es un rango orientativo. Las enanas marrones son objetos muy complicados de observar. Por lo que es muy posible que incluso la cifra más favorable sea muy inferior a la real.

De hecho, hay otro factor que tener en cuenta en todo esto que apunta a esa posibilidad. El ritmo de formación de estrellas de la Vía Láctea no es el mismo que en el pasado. Creemos que nuestra galaxia era más activa en la producción de astros que en el presente. Por lo que, si es cierto, estaríamos hablando de una cifra de 100.000 millones de enanas marrones. A esto hay que sumarle que sólo se han estudiado enanas marrones con al menos 0,03 masas solares.

El difícil estudio de las enanas marrones

Concepto artístico de una enana marrón de tipo L.
Crédito: R. Hurt/NASA

Pero esas 0,03 masas solares no son su límite inferior. La masa de Júpiter es de 0,00095 masas solares. Así que tenemos un amplio espectro en el que movernos en el que podemos encontrarnos con muchas enanas marrones. Lo que sí parece claro, al menos por este estudio, es que las enanas marrones son muy comunes en la Vía Láctea. Son un objeto más, tan habitual como las estrellas y los planetas.

Cabe esperar que, en el futuro, con la llegada de nuevas herramientas, como el Telescopio Europeo Extremadamente Grande, tengamos la posibilidad de estudiar enanas marrones mucho más pequeñas que estas. Su estudio nos ayudará a determinar mejor no sólo cuántas hay en la Vía Láctea, si no a comprender mejor su naturaleza. Por ejemplo, sabemos que la masa inferior es de unas 13 veces la masa de Júpiter.

Por debajo de eso, hablamos de objetos que, aun siendo más masivos que nuestro planeta gigante, no son capaces de fusionar deuterio. Así que está claro que todavía queda mucho por descubrir sobre estos objetos que están en tierra de nadie. Demasiado masivos para ser planetas, demasiado pequeños para ser estrellas…

El estudio es Muzic, et al.; “The Low-Mass Content of the Massive Young Star Cluster RCW 38” enviado para su publicación a la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Puede ser consultado en arXiv.

Referencias: Centauri Dreams

Alex Riveiro

Amante de la astronomía. Hablo de todo lo relacionado con el universo y sus conceptos de una manera amena y sencilla. Desde los púlsares hasta la historia de la astronomía en Al-Andalus.

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