Nunca he hablado en el blog de estrellas enanas marrones. Pues bien, llegó el día. Para comenzar, decir que estos cuerpos son estrellas que no poseen la suficiente masa como para iniciar fusiones nucleares en su interior y solo pueden brillar débilmente en longitudes del espectro infrarrojo. Dicho de otro modo, son el eslabón perdido entre los planetas gigantes gaseosos y las estrellas débiles. La primera enana marrón se descubrió hace tan solo 20 años, por lo que hablamos de objetos de reciente descubrimiento. De hecho, a día de hoy se conocen unas pocas cientas de ellas.
Impresión artística de la estrella Luhman 16B. Los tenues detalles finos de la superficie se han añadido como efecto artístico. Crédito:ESO/I. Crossfield/N. Risinger.
Las enanas marrones más cercanas a nuestro sistema solar es el sistema binario Luhman 16AB, tan sólo a 6 años luz de nosotros en la dirección de La Vela. Por su cercanía, es el tercer sistema más cercano tras Alfa Centauri y la estrella de Barnard. Fue descubierto por el astrónomo americano Kevin Luhman a partir de datos obtenidos con WISE. De las dos estrellas que lo forman, la componente más brillante es la estrella Luhman 16A, siendo Luhman 16B su acompañante.
El descubrimiento
Luhman 16B es el centro del post de hoy, y es que en ella se ha detectado un ligero cambio de brillo cada pocas horas a medida que rota. Ian Crossfield, del Max-Planck-Institut für Astronomie en Heidelberg (Alemania), a modo de resumen de la investigación que él mismo lidera, afirma que “observaciones previas sugerían que las enanas marrones pueden tener superficies moteadas, pero ahora podemos hacer un mapa."
Esto es, con los nuevos datos que se están obteniendo podremos hacer mapas meteorológicos de estrellas enanas marrones. "Pronto seremos capaces de ver cómo se forman los patrones de nubes, cómo evolucionan y se disipan en esta enana marrón. Por último, los exometeorólogos podrán predecir si un visitante de Luhman 16B tendrá cielos cubiertos o despejados”, añade Crossfield.
Primer mapa del tiempo de la superficie de la enana marrón Luhman 16B. En la figura podemos ver el objeto durante un periodo completo de rotación sobre su eje dividido en seis periodos de tiempo igualmente espaciados. Créditos: ESO/I. Crossfield
Para obtener el mapa de la superficie de la estrella, observaron el sistema con el instrumento CRIRES del VLT lo que les permitió no sólo ver el brillo de la estrella a medida que rotaba sino que también pudieron ver el movimiento de las zonas brillantes y oscuras de su superficie. Así, pudieron simular un mapa de las áreas claras y oscuras de la superficie de la enana marrón.
Enana marrón Vs. Exoplaneta
Sabemos que los exoplanetas gigantes gaseosos, cuando están muy cerca de su estrella, se hace imposible captar su brillo ya que la estrella brilla mucho más y lo enmascara. En el caso de las enanas marrones, no hay nada que enmascare por lo que es mucho más fácil hacer las medidas.
Y sabemos también que las atmósferas de las enanas marrones son muy similares a las de estos exoplanetas gigantes gaseosos (llamados "Júpiter caliente"), por lo que estudiando las atmósferas de estas enanas marrones, se puede interpretar cómo son y de qué forma actúan las atmósferas de estos exoplanetas gigantes gaseosos calientes.
Primer mapa del tiempo de la superficie de la enana marrón Luhman 16B. Créditos: ESO/I. Crossfield.
Crossfield termina con un comentario personal diciendo que "nuestro mapa de esta
enana marrón nos acerca un paso más a la meta de conocer los patrones
climáticos en otros sistemas solares. Desde muy pequeño me enseñaron a
apreciar la belleza y la utilidad de los mapas. ¡Es emocionante que
estemos empezando a hacer mapas de objetos que están fuera de nuestro
Sistema Solar!”.
Y todo esto será más fácil cuando entre en juego en nuevo insgrumento SPHERE que se instalará en el telescopio VLT a lo largo de este 2014.
Los nuevos resultados de esta investigación se publican el 30 de enero de 2014 en la revista Nature en el artículo “A Global Cloud Map of the Nearest Known Brown Dwarf”, por Ian Crossfield et al.
El equipo está compuesto por I. J. M. Crossfield (Instituto Max Planck de Astronomía [MPIA], Heidelberg, Alemania), B. Biller (MPIA; Instituto de Astronomía, Universidad de Edimburgo, Reino Unido), J. Schlieder (MPIA), N. R. Deacon (MPIA), M. Bonnefoy (MPIA), D. Homeier (CRAL-ENS, Lyon, Francia), F. Allard (CRAL-ENS), E. Buenzli (MPIA), Th. Henning (MPIA), W. Brandner (MPIA), B. Goldman (MPIA) y T. Kopytova (MPIA; Escuela Internacional de Investigación en Astronomía y Física del Cosmos del Max-Planck en la Universidad de Heidelberg, Alemania).
Enlace al artículo científico:
http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1404/eso1404a.pdf
http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1404/eso1404a.pdf
Enlace a la nota de prensa (en versión original):
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