Enanas marrones

Veíamos la semana pasada que Betelgeuse, la supergigante roja de Orión, a pesar de su enorme tamaño no es la mayor estrella conocida. Las más grandes son algunas hipergigantes rojas cuyos diámetros son entre 1.000 y 2.000 veces el del Sol, como UY Scuti, VY Canis Majoris, Westerlund 1-26 y RW Cephei.

¿Puede haber estrellas aún más grandes? Por lo que sabemos hasta ahora, no, ya que, por encima de un cierto límite, la presión de radiación es tan grande que no permite que se forme la estrella. Este límite se suele situar en unas 150 masas solares, pero es un punto aún muy debatido. Obsérvese que hablamos de 150 masas solares como límite cuando hay estrellas miles de millones de veces más grandes que el Sol; pero es que las supergigantes y las hipergigantes tienen una densidad muy baja. La masa de Betelgeuse, por ejemplo, “solo” es unas 18 veces mayor que la del Sol.

También hay un límite inferior para el tamaño de una estrella: si tienen menos de 0.08 masas solares, su fuerza gravitatoria no genera la presión suficiente para alcanzar los 11 millones de grados, que es la temperatura a la que se producen las reacciones de fusión nuclear que “encienden” las estrellas.

El tamaño importa

En las últimas semanas hemos hablado de asteroides, planetas enanos y estrellas, así como de sus respectivas variaciones en lo que a masa y volumen se refiere. Se diría que, aunque a distintas escalas, en los tres casos observamos fluctuaciones similares, de lo pequeño (en términos comparativos) a lo grande; pero las diferencias entre las tres progresiones no son solo de escala, sino también cualitativas. (¿Por qué no son equiparables los tres casos?).

En el caso de las estrellas, no acaban de “arrancar” por debajo de una masa 0.08 la del Sol. Pero los planetas gigantes gaseosos quedan muy por debajo de este límite inferior. Júpiter, por ejemplo, el más grande del sistema solar, tiene una masa unas mil veces menor que la del Sol, lo que significa que tendría que ser unas 80 veces más masivo para convertirse en una estrella.

Júpiter, el más grande del sistema solar, tiene una masa unas mil veces menor que la del Sol, lo que significa que tendría que ser unas 80 veces más masivo para convertirse en una estrella

Hay, por tanto, un amplio margen entre los gigantes gaseosos y las estrellas más pequeñas. ¿Qué hay ahí en medio? La respuesta es: enanas marrones.

Las enanas marrones son cuerpos celestes que no son lo suficientemente masivos como para que en su interior se fusione el hidrógeno, que es la reacción termonuclear típica de las estrellas, pero sí lo suficiente como para que se fusione el deuterio, un isótopo del hidrógeno, estable pero muy poco abundante en la naturaleza, y cuya temperatura de fusión es de solo unos 100.000º, cien veces menor que la necesaria para que el hidrógeno se fusione en helio (el hidrógeno “normal” solo tiene un protón en su núcleo, mientras que el deuterio tiene un protón y un neutrón; por tanto, tiene la misma carga pero el doble de masa que el hidrógeno). Para que esto suceda, el objeto celeste ha de tener, como mínimo, una masa 13 veces mayor que la de Júpiter.

La masa de Júpiter, Mj (1.9 x 10²⁷ kg), se utiliza habitualmente en astrofísica como unidad de medida. A partir de 13 Mj, las enanas marrones pueden fusionar deuterio, y a partir de 65 Mj, también pueden fusionar litio. A partir de 80 Mj, como hemos visto, pueden fusionar hidrógeno y son estrellas propiamente dichas.

Por cierto, las enanas marrones no son marrones, sino más bien rojizas o fucsia. ¿Por qué se llaman así?

Carlo Frabetti es escritor y matemático, miembro de la Academia de Ciencias de Nueva York. Ha publicado más de 50 obras de divulgación científica para adultos, niños y jóvenes, entre ellos Maldita física, Malditas matemáticas o El gran juego. Fue guionista de La bola de cristal.

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