UNA AURORA AL ESTILO DE JÚPITER EN UNA ENANA FRÍA VECINA

Las enanas ultrafrías se sitúan en la frontera entre estrellas y planetas. La familia incluye estrellas de muy baja masa, enanas marrones y objetos de masa planetaria, todos más fríos que unos 2.700 kelvin, lo bastante fríos como para que en sus atmósferas se reúnan condensados en estructuras parecidas a nubes. Desde que en 2001 se descubrió por casualidad la emisión de radio de estos objetos, esta ha revelado campos magnéticos de unos pocos miles de gauss. Entre un 15 y un 20 % de ellos son «radioemisores intensos» (radio-loud).

Su señal de radio suele tener dos partes: un brillo constante, «quiescente», y pulsos brillantes y giratorios con una fuerte polarización circular. Los pulsos se atribuyen a un proceso llamado inestabilidad de máser de ciclotrón electrónico, el mismo que alimenta las radioauroras de Júpiter y Saturno.

Dos tipos de aurora en Júpiter

En Júpiter, las radioauroras proceden de dos fuentes principales. Una es el óvalo principal, un anillo de aurora alrededor de cada polo magnético, alimentado por corrientes vinculadas a un disco de plasma que gira con el planeta. La otra procede de las lunas del planeta, sobre todo de Ío: al moverse a través del plasma magnetizado de Júpiter, la luna impulsa corrientes a lo largo de las líneas de campo magnético que la conectan con el planeta. Se las llama líneas de campo activas.

LSPM J0036+1821, una enana de tipo L situada a 8,7 pársecs (unos 28 años luz), se sabe que emite ondas de radio desde 2002. Un estudio de 2008 ya había observado que sus pulsos se repetían aproximadamente cada 3,08 horas. Imágenes anteriores habían sugerido además una posible compañera, nunca confirmada.

Tres años de escucha

D. Martín-Carrero, J.C. Guirado y sus colegas de la Universitat de València, con socios del Centro de Astrobiología de Madrid, el Trinity College de Dublín, el Observatorio Lowell, el Museo Americano de Historia Natural y la Universidad de Colorado, combinaron observaciones de 2019 a 2023:

• una sesión de 8,7 horas con el Very Large Array a 8–12 GHz, el 7 de diciembre de 2021;
• muchas sesiones más cortas con dos redes de radioantenas distantes combinadas en una sola, la European VLBI Network y el Very Long Baseline Array;
• un seguimiento en luz visible con el satélite TESS.

En todas las épocas, la fuente parece un único punto. Las imágenes más nítidas limitan la región emisora a menos de unas 0,025 unidades astronómicas.

La geometría que mejor se ajusta a los pulsos de radio: un óvalo auroral principal alrededor de cada polo magnético (cian) y una línea de campo activa (púrpura), cada uno emitiendo ondas de radio en conos huecos. No está a escala. — Figura 7, Martín-Carrero et al. (2026), arXiv:2610.09854.

Un reloj medido al segundo

Los pulsos de radio dan un periodo de rotación de 3,07941 ± 0,00020 horas; la luz visible de TESS da 3,07908 ± 0,00038 horas. Ambos coinciden, con una precisión de alrededor de un segundo. Según los autores, pocas enanas ultrafrías tienen una rotación medida con tanta precisión tanto en radio como en luz visible.

Los pulsos conservan la misma forma a lo largo de los años y de los instrumentos. En una polarización circular hay dos picos por rotación, uno más fuerte que el otro; en la polarización opuesta, un único pico entre ambos. La emisión no muestra corte hasta 12 GHz, lo que implica un campo magnético de más de 4,3 kilogauss.

Un anillo, una línea activa

Ni un óvalo principal por sí solo ni una línea de campo activa por sí sola reproducen los pulsos: cada uno da curvas de luz simétricas. Por eso el equipo ajustó un modelo híbrido inspirado en Júpiter:

• el óvalo principal aporta una contribución estable, que incluye la mayor parte del pico más débil;
• una única línea de campo activa produce el pico más fuerte y variable y el pulso de polarización opuesta.

El ajuste favorece un eje magnético inclinado solo unos 3,6 grados respecto al eje de rotación, visto casi desde el ecuador.

Durante la sesión de 8,7 horas, un pico se debilitó de unos 600 a 300 microjanskys mientras el otro crecía de unos 150 a 350. Cambios minúsculos explican este balancín: o bien el ángulo de apertura del cono de emisión varía una fracción de grado, o bien la línea activa se desplaza unos 7 a 8 grados en longitud de una rotación a la siguiente. El mismo balancín aparece en los datos de 2008, unos 15 años antes.

¿Una compañera oculta?

En Júpiter, una línea activa que se desplaza es la firma de Ío orbitando el planeta. Aquí, una compañera cercana —a pocos radios de la enana— podría desempeñar el mismo papel. Pero los autores subrayan que otros escenarios funcionan sin compañera alguna, como grumos de gas y polvo atrapados en un toro de plasma giratorio, o un campo magnético más complejo. La candidata a compañera señalada anteriormente, a unas 0,78 unidades astronómicas, no se detectó en radio (por debajo de 21 microjanskys) y, en cualquier caso, estaría demasiado lejos para una interacción como la de Ío. Campañas de radio más largas y de banda más ancha deberían permitir distinguir los escenarios.