Como se esperaba, el Telescopio Espacial James Webb está ayudando a resolver acertijos pendientes, incluidos algunos dejados por el Telescopio Hubble. Por el momento, las respuestas que da repetidamente se refieren a las enanas marrones y, en este caso, a aquellas cuya existencia se sospechaba en la famosa Nebulosa de Orión, una de las nebulosas de formación estelar más cercanas de nuestro Sistema Solar, situada a 1.300 años luz de distancia.
Desde el inicio de la saga Hubble en la década de 1990, el telescopio ayudó a respaldar la teoría de la formación del Sistema Solar a partir de lacolapsarcolapsar de un nubenube de gasgas y polvo en rotación dando una estrella central rodeada por una disco protoplanetariodisco protoplanetario iluminado y parcialmente ionizado por radiación ultravioletaultravioleta intenso de la joven estrella.
De hecho, las imágenes del Hubble han revelado una gran cantidad de estos discos protoplanetarios iluminados con luz ultravioleta, llamados proplydes derramar disco protoplanetario ionizado en inglés, en la Nebulosa de Orión. La búsqueda de discos protoplanetarios ionizados fue tan buena en esta nebulosa que se encontraron allí cerca de 180.
Hubble, los proplydes y Orión. Para obtener una traducción al francés bastante precisa, haga clic en el rectángulo blanco en la parte inferior derecha. Entonces deberían aparecer los subtítulos en inglés. Luego haz clic en la tuerca a la derecha del rectángulo, luego en “Subtítulos” y finalmente en “Traducir automáticamente”. Elija “francés”. © HubbleWebbESA
Estrellas demasiado débilmente luminosas en infrarrojo para el Hubble
Sin embargo, el astrofísicosastrofísicos Todavía me pregunto si algunos de ellos realmente rodearon a estrellas jóvenes o incluso protoestrellasprotoestrellas en entrenamiento… o enanas marronesenanas marrones. Recuerde que estos astresastres que puede tener el tamaño de gigantes gaseososgigantes gaseosos del Sistema Solar, como JúpiterJúpiter o SaturnoSaturnoson significativamente más masivos y, por lo tanto, densos, aunque no son lo suficientemente densos como para desencadenar de manera sostenible reacciones de fusiónfusión termonuclear, salvo por muy poco tiempo, el de la combustióncombustión deuterio – esto isótopoisótopo pesadohidrógenohidrógeno formado durante el gran explosióngran explosión y en el que se centró la obra de Hubert Reeves.
Por tanto, la respuesta a esta pregunta la han dado las observaciones realizadas con el telescopio espacial James-Webb, como se puede comprobar leyendo un artículo de acceso abierto sobre arXiv pero aceptado para su publicación en elDiario astrofísico y que se lo debemos a un equipo internacional de investigadores, incluido uno astrónomoastrónomo de la Universidad Penn State en Estados Unidos.
Algunos de los discos protoplanetarios de Orión en realidad rodean a enanas marrones. El JWST lo estableció porque sus capacidades para observar en elinfrarrojoinfrarrojo son mucho mejores que los del Hubble, en particular porque tiene un espejoespejo más grande y por lo tanto capaz de recolectar más fotonesfotones de objetos débiles.
Los instrumentos JWST también pueden medir la temperatura de la estrella central en el corazón de los proplidos de Orión y resultó que en algunos casos era demasiado baja para una estrella normal, pero no para una enana marrón.
JWST, una clave para los enigmas de las enanas marrones
Como explica el comunicado de prensa de Penn State:
« El equipo de astrónomos realizó mediciones de espectroscopía infrarroja en una pequeña muestra de candidatas a enanas marrones en Orión utilizando el espectrógrafoespectrógrafo El infrarrojo cercano de Webb. Estos datos confirmaron que 20 objetos son lo suficientemente fríos para ser enanas marrones, el más pequeño de los cuales podría tener una masamasa de sólo el 0,5% del de solsol de la Tierra, o cinco masas de Júpiter. Otros dos objetos están cerca de la masa mínima para la fusión (7,5% de la masa del Sol), por lo que no está claro si son estrellas pequeñas o grandes enanas marrones. La muestra de nuevas enanas marrones incluye dos proplidos débiles. brillobrillo Detectados por el Hubble en la década de 1990, lo que los convierte en dos de los proplidos más fríos y menos masivos descubiertos hasta la fecha. ».
Kevin Luhman, profesor de astronomía yastrofísicaastrofísica en Eberly Facultad de Ciencias de Penn State y uno de los líderes del equipo de investigación, también añade en este comunicado de prensa:
« Las nuevas observaciones de Webb sólo han arañado la superficie en términos de enanas marrones en Orión. La nebulosa contiene unos cientos de objetos débiles que podrían ser enanas marrones, que están listos para la espectroscopía con Webb. Las observaciones futuras de Orión con Webb podrían encontrar muchos más ejemplos de proplyds alrededor de enanas marrones y determinar la masa más pequeña con la que existen las enanas marrones. Esta información nos ayudará a llenar vacíos en nuestro conocimiento sobre la formación de enanas marrones y su relación con las estrellas y los planetas. ».
Una presentación del mundo de las enanas marrones presentada el 7 de mayo de 2020 por Frédérique Baron, del Instituto de Investigación sobre Exoplanetas – iREx. © Canal del programa Descubriendo el universo
¿Sabías?
La existencia de enanas marrones fue predicha teóricamente por el astrónomo indio Shiv S. Kumar durante su disertación durante el período 1958-1962. Estaba interesado en la teoría de las estrellas de muy baja masa (M figuras destacadas de Seti.
Las enanas marrones son interesantes porque son estrellas intermedias entre una estrella y un planeta en términos de masa y que no se encuentran en nuestro Sistema Solar. También son útiles para estudiar la evolución y la atmósfera de planetas gigantes, porque se espera que los planetas similares a Júpiter y las enanas marrones más claras tengan características similares.
Las enanas marrones son más o menos siempre parte del debate sobre, por un lado, el límite de masa más allá del cual una estrella es una de las estrellas (y no una enana marrón) y, por otro lado, sobre el límite por debajo del cual la estrella es un gigante gaseoso. Los astrofísicos, sin embargo, coinciden en un punto: lo que diferencia a una estrella de una enana marrón es el hecho de que tiene suficiente masa para reacciones de fusión termonuclear duraderas, como las descritas por la cadena protón-protón o el ciclo de Bethe-Weizsäcker, señala. en su lugar. Luego encontramos masas entre 75 y 80 veces la masa de Júpiter (Mj), es decir aproximadamente 0,07 masas solares.
Cuando se trata del criterio para distinguir un gigante gaseoso de una enana marrón, los científicos suelen utilizar el umbral de 13 M.j. Entonces pueden producirse reacciones de fusión temporales, en este caso la del deuterio, como la del litio a partir de 65 M.j.
Las enanas marrones se subdividen en varios tipos espectrales, al igual que las estrellas ordinarias. Las más calientes y luminosas forman parte, por tanto, de las llamadas enanas M, por tanto cercanas a las enanas rojas del mismo tipo. Luego vienen los dos tipos principales de enanas marrones: en primer lugar, las de tipo L, que tienen temperaturas aproximadamente entre 1.500 K y 2.500 K, y las enanas de tipo T, nuevamente con temperaturas aproximadamente entre 1.500 y 500 K. Las enanas Y tienen temperaturas inferiores a 500 K.
Sin embargo, existen ligeras variaciones en la literatura sobre ellas; a veces se encuentra que las enanas T deben tener temperaturas superficiales inferiores a 1200 K.
