La fusión nuclear es lo que separa las estrellas de los planetas. Las estrellas son lo suficientemente masivas como para fusionar hidrógeno en sus núcleos, mientras que los planetas no lo son. Pero entre estas dos categorías están las enanas marrones, que son lo suficientemente masivas como para experimentar algo de fusión nuclear, pero no hidrógeno. Los más grandes son calientes y con forma de estrella. Los más pequeños apenas están lo suficientemente calientes para hornear una pizza.
Las estrellas de fusión de hidrógeno más pequeñas se conocen como enanas rojas. Son conocidas como enanas de tipo M, y su masa mínima es de unas 78 masas de Júpiter. Las enanas rojas alrededor de esta masa son del tamaño de Júpiter, pero con mayor densidad. También son mucho más calientes, con una temperatura superficial de alrededor de 2.800 K, en comparación con los fríos 165 K de Júpiter.
Entre 65 y 78 masas de Júpiter, el núcleo central de un cuerpo es suficiente para fusionar litio. Por debajo de las 65 masas de Júpiter, pero por encima de las 13 masas de Júpiter, hay suficiente masa para fusionar el deuterio. Ninguno de estos produce una gran cantidad de calor, por lo que las enanas marrones no son brillantes en el espectro visible. Así que los astrónomos clasificarlos por su espectro infrarrojo.
Las enanas marrones más cálidas se conocen como tipo L, con temperaturas superficiales entre 1300 y 2000 K. Luego están las enanas tipo T con temperaturas entre 700 y 1300 K y las enanas Y con temperaturas entre 300 y 700 K. En el extremo más frío de las enanas marrones, parece un poco tonto tratarlas como objetos similares a estrellas. Después de todo, un objeto más pequeño que Júpiter con una temperatura superficial más fría que un cálido día de verano difícilmente parece una estrella. Entonces, ¿deberíamos realmente hacer que la fusión del deuterio sea un límite para las enanas marrones? ¿Por qué no llamarlos simplemente planetas? Después de todo, incluso un planeta como la Tierra se calienta en parte por la descomposición nuclear. También es difícil obtener una masa precisa para las pequeñas enanas marrones, lo que dificulta determinar de qué lado caen en el límite de masa para las enanas marrones.
Un enfoque alternativo es ver si se pueden ver en longitudes de onda de radio. Las estrellas verdaderas emiten mucha luz de radio. Tienen fuertes campos magnéticos y plasmas densos que los hacen radio brillantes. Las enanas marrones frías, por otro lado, no emiten mucha luz de radio. En este sentido, son como grandes planetas, que en su mayoría solo emiten infrarrojos. Hay planetas como Júpiter que emiten algo de luz de radio debido a la aurora, pero no como un cuerpo en general. Entonces, ¿qué pasa si el límite para un cuerpo similar a una estrella es si emiten mucha luz de radio?
Resulta que una enana marrón brillante como una radio puede ser bastante genial. Los astrónomos han observado recientemente emisiones de radio de una enana marrón con el extraño nombre WISE J062309.94?045624.6. Es una enana marrón tipo T con una masa de unos 40 Júpiter y una temperatura superficial de unos 700 K, o 425 °C. Eso es bastante caliente para los estándares humanos, pero francamente frío en comparación con los 5700 K del Sol.
Los astrónomos no están seguros de cómo un cuerpo tan frío puede generar luz de radio, pero una gran posibilidad es una combinación de un fuerte campo magnético y una rotación rápida. Esto podría generar el tipo de efecto de dínamo que emitiría ráfagas de luz de radio. Este es solo el primer ejemplo de una enana marrón ultrafría con brillo de radio. Si podemos encontrar otras estrellas similares, deberíamos poder entender el mecanismo detrás de sus emisiones de radio.
Referencia: Rose, Kovi, et al. “Emisión de radio periódica del T8 Dwarf WISE J062309. 94–045624.6.” Las cartas del diario astrofísico 951.2 (2023): L43.
