Ilustración de una estrella enana blanca despojando material estelar de una estrella compañera.(Crédito de la imagen: Robert Lea (creado con Canva))
Imagínate comer todo lo que puedas, engordar cada vez más, y al mismo tiempo adelgazar cada vez más. Parece un sueño, sobre todo después de las fiestas, ¿verdad? Bueno, quizá no para todo el cosmos. Por desgracia, la «dieta de festín» en la que está inmersa una estrella muerta señala su destrucción relativamente inminente en una violenta explosión de supernova. Es la definición de «sin dolor no hay ganancia».
El rápido giro de esta enana blanca, que está arrebatando vampíricamente materia estelar a una estrella compañera, podría explicarse por la disminución de su radio. Aunque la enana blanca no estallará en supernova durante nuestra vida, explotará relativamente pronto en términos cósmicos.
La enana blanca, o estrella muerta, en cuestión es la compañera compacta de la estrella HD 49798, que se encuentra a unos 1.700 años luz de la Tierra con una masa alrededor de 1,5 veces la del Sol. Los astrónomos llevan buscando este misterioso objeto desde 1997, cuando se descubrió que emitía rayos X. En 2009, el telescopio de rayos X en órbita de la Agencia Espacial Europea, denominado XMM-Newton, descubrió que se trataba de una enana blanca y la designó RX J0648.0-4418.
RX J0648.0-4418 tiene una masa 1,2 veces superior a la del Sol y es la enana blanca que gira a mayor velocidad jamás vista, aproximadamente una vez cada 13 segundos. Esto es casi el doble de rápido que la segunda enana blanca que gira más rápido, LAMOST J0240+1952, que lo hace una vez cada 25 segundos. La rotación de RX J0648.0-4418 es tan rápida que no puede explicarse únicamente por su voraz alimentación.
Un nuevo análisis del investigador del Instituto Nacional de Astrofísica (INAF) Sandro Mereghetti confirmó que la clave de la velocidad de esta estrella vampiro podría ser el hecho de que se está encogiendo.
«El aspecto más desconcertante es la velocidad de giro del objeto compacto en acreción. Esto es difícil de explicar, dada la baja tasa de acreción de masa y momento angular», dijo Mereghetti a universeexpedition.com.
Sin embargo, no es sólo la velocidad de RX J0648.0-4418 lo que hace que este sistema sea extraordinario. Este sistema es también la única binaria emisora de luz de rayos X que cuenta con una enana blanca que despoja de material estelar a una estrella subenana muy evolucionada, caliente y que quema helio.
«Este sistema es bastante diferente de todas las demás binarias de rayos X que conocemos: ninguna de ellas tiene una subenana caliente que desprende masa sobre una enana blanca», afirma Mereghetti. «Esta es probablemente una etapa de corta duración en la evolución de las binarias, y esto podría explicar la rareza de sistemas similares».
Vampiros cósmicos y patinadores sobre hielo
Las enanas blancas nacen cuando estrellas con masas de hasta unas ocho veces la masa del Sol se quedan sin el suministro de combustible que necesitan para la fusión nuclear en sus núcleos. Esto pone fin al flujo de energía hacia el exterior que sostiene a la estrella contra su propia gravedad. El núcleo de la estrella se colapsa a medida que las capas exteriores se hinchan y acaban perdiéndose, llevándose consigo la mayor parte de la masa de la estrella. Mientras que para algunas estrellas como el Sol, que sufrirá este proceso dentro de unos 5.000 millones de años, esto supondrá una muerte solitaria, las enanas blancas con compañeras estelares pueden volver a la vida alimentándose de sus estrellas compañeras. Esta alimentación puede aumentar la velocidad de rotación de las enanas blancas que se alimentan.
«Las enanas blancas en binarias acrecionan materia de la estrella compañera. Este flujo de materia forma un disco de acreción alrededor de la enana blanca», explica Mereghetti. «El borde interior del disco gira más rápido que la enana blanca, lo que significa que la materia que se deposita en la superficie de la enana blanca produce un par de torsión que hace girar a la estrella.»
Un remolino naranja con una esfera blanca en su corazón junto a una esfera azul brillante (Crédito de la imagen: Francesco Mereghetti, imagen de fondo: NASA, ESA y T.M. Brown (STScI))
Esto significa que no sólo importa que la enana blanca se acreciente, sino que el momento angular asociado también importa a la hora de considerar las velocidades de giro de las enanas blancas. Sin embargo, esto no es suficiente para explicar la velocidad de giro de esta enana blanca en particular.
«Existe una relación bien conocida entre la velocidad de acreción de masa y el momento angular», añade Mereghetti. «Esto significa que, para una tasa de acreción dada, podemos estimar la velocidad a la que giraría una enana blanca. La tasa de acreción en HD49798 se ha estimado bastante bien a partir de su luminosidad en rayos X, que también depende de la tasa de acreción, y resulta que es insuficiente para producir el giro medido.»
La velocidad de rotación de esta estrella muerta puede explicarse si el momento de inercia de la enana blanca disminuye con el tiempo a medida que ésta se contrae. Algo muy parecido ocurre aquí en la Tierra (aunque a una escala mucho menor) cuando un patinador que gira mete los brazos para girar más rápido.
«Las enanas blancas se contraen lentamente durante los primeros millones de años de su vida», explica Mereghetti. «Esto provoca un cambio en el momento de inercia que puede explicar el giro medido de esta enana blanca».
Mientras que otros sistemas binarios de enanas blancas que hemos observado tienen miles de millones de años, éste sólo tiene unos pocos millones de años. Quizá por eso los científicos han podido observar esta enana blanca mientras se contrae.
Y, hablando de la vida de las enanas blancas, ésta puede tener una vida realmente corta.
¿Cuándo explotará esta enana blanca?
RX J0648.0-4418 no es sólo la enana blanca que gira más rápido jamás detectada; también es una de las más masivas encontradas por la humanidad.
Y eso se relaciona con su vida útil prevista.
La mayoría de las enanas blancas que hemos descubierto tienen alrededor de 0,6 veces la masa del Sol, pero ésta tiene el doble. Esto es significativo, ya que significa que esta enana blanca está muy cerca del llamado límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares.
En el límite de Chandrasekhar, un cuerpo estelar tiene masa suficiente para convertirse en supernova.
Esta imagen muestra SN2014J, una de las supernovas de tipo Ia más cercanas de las últimas décadas. (Crédito de la imagen: NASA, ESA, A. Goobar (Universidad de Estocolmo) y Hubble Heritage Team).
«Existe una masa límite que puede soportar una enana blanca. Se trata de 1,4 masas solares. La enana blanca de este sistema ya está muy cerca de este límite y está acumulando masa», explica Mereghetti. «Los cálculos teóricos dan estimaciones ligeramente diferentes de cuándo este sistema se convertirá en supernova, pero todas son inferiores a 100.000 años». Si esto suena como un tiempo excepcionalmente largo, bueno, lo es en términos de nuestra propia vida, pero considere que nuestro sol de mediana edad tiene alrededor de 4.600 millones de años. «La destrucción como supernova de esta enana blanca se verá acelerada por el hecho de que, a medida que este sistema envejece, la velocidad a la que roba vampíricamente materia de su compañera aumentará debido a la evolución de su estrella víctima o donante. «La donante se encuentra ahora en una fase evolutiva de combustión de helio en la que emite un viento tenue, del que la enana blanca acreta materia», explica Mereghetti. «Pero esta estrella que quema helio se expandirá al final de esta etapa, y sus capas exteriores sentirán entonces una atracción gravitatoria mucho más fuerte de la enana blanca».
Antes de que estalle, queda mucho por aprender sobre la binaria HD 49798/RX J0648.0-4418. Mereghetti, que formó parte del equipo que descubrió la verdadera naturaleza de este sistema hace 16 años, seguirá desvelando sus misterios.
«Muchos aspectos de la emisión de rayos X de esta binaria no se conocen muy bien, en parte debido a la singularidad de este sistema», afirmó Mereghetti. «Las observaciones de rayos X con futuros instrumentos más sensibles ayudarán».
La investigación de Mereghetti se publica en un artículo revisado previamente por pares en el sitio de repositorios arXiv.
