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    ¿Cuándo una estrella no es una estrella? La línea que separa las estrellas de las enanas marrones pronto será más clara

    Concepción artística del sistema Epsilon Indi. Las dos enanas marrones orbitan su centro de masa común, que a su vez orbita el componente primario mucho más distante, una estrella parecida al Sol. Al mapear el movimiento orbital de las enanas marrones, el equipo pudo determinar sus masas. Al igual que los planetas gigantes de nuestro Sistema Solar, Se cree que las enanas marrones tienen cinturones de nubes que rodean todo el objeto y le dan una apariencia rayada. Crédito:Roberto Molar Candanosa y Sergio Dieterich, cortesía de Carnegie Institution for Science.

    La línea que separa las estrellas de las enanas marrones pronto será más clara gracias al nuevo trabajo dirigido por Serge Dieterich de Carnegie. Publicado por el Diario astrofísico , Los hallazgos de su equipo demuestran que las enanas marrones pueden ser más masivas de lo que los astrónomos pensaban anteriormente.

    Para brillar las estrellas necesitan la energía derivada de la fusión de átomos de hidrógeno en las profundidades de su interior. Si es demasiado pequeño, la fusión de hidrógeno no puede ocurrir, para que el objeto se enfríe, oscurece y se convierte en algo llamado enana marrón.

    Muchos investigadores están tratando de determinar la masa, temperatura, y brillo de los objetos a ambos lados de esta división.

    "Comprender el límite que separa las estrellas de las enanas marrones mejorará nuestra comprensión de cómo se forman y evolucionan, así como si podrían albergar planetas habitables o no, "Explicó Dieterich.

    Dieterich y sus colegas, incluida Alycia Weinberger de Carnegie, Alan jefe, Jonathan Gagné, Tri Astraatmadja, y Maggie Thompson, demostraron que las enanas marrones pueden ser más masivas de lo que pensaban los astrónomos.

    Los últimos modelos teóricos predicen que el límite que separa las estrellas de las enanas marrones ocurre en objetos que tienen entre 70 y 73 veces la masa de Júpiter. o alrededor del 7 por ciento de la masa de nuestro Sol, pero los resultados de Dieterich y el equipo cuestionan esta predicción.

    El equipo de Dieterich observó dos enanas marrones, llamado Epsilon Indi B y Epsilon Indi C, que son parte de un sistema que también incluye una estrella de luminosidad media, Epsilon Indi A. Las dos enanas marrones son demasiado débiles para ser estrellas, pero sus masas son respectivamente 75 y 70 veces la de Júpiter, según los hallazgos de los investigadores.

    El equipo realizó estas mediciones utilizando datos de dos estudios a largo plazo:la búsqueda astrométrica de planetas Carnegie en el Observatorio Carnegie Las Campanas y la Investigación de paralaje del Observatorio Interamericano Cerro Tololo, realizada por el Consorcio de Investigación de Estrellas Cercanas, que les permitió detectar la movimientos diminutos de las dos enanas marrones contra el fondo de estrellas más distantes.

    Para sorpresa del equipo, sus hallazgos colocan a Episilon Indi B y C en lo que antes se consideraba el reino estelar, aunque sabemos por otras observaciones que no son estrellas.

    "Tomados en conjunto, nuestros resultados significan que los modelos existentes necesitan ser revisados, Dieterich concluyó. "Demostramos que las enanas marrones más pesadas y las estrellas más ligeras pueden tener solo ligeras diferencias en masa. Pero a pesar de esto, están destinados a vidas diferentes, una que corre hacia la oscuridad y la frescura, el otro brillando durante miles de millones de años ".

    Una definición mejorada de la línea divisoria entre estrellas y enanas marrones también podría ayudar a los astrónomos a determinar cuántas de cada una existen en nuestra propia galaxia. añadió Weinberger.

    "Estamos interesados ​​en saber si las estrellas y las enanas marrones siempre existen en la misma proporción entre sí en las regiones de formación de estrellas, lo que podría ayudarnos a comprender la habitabilidad general de nuestra galaxia, " ella dijo.


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