Una ilustración muestra una enana blanca orbitando alrededor de una estrella de secuencia principal en un sistema binario(Crédito de la imagen: Robert Lea (creado con Canva))
Una nueva investigación ha arrojado dudas sobre la naturaleza de una lejana «estrella muerta» que existe en un sistema binario con una compañera estelar activa. Los científicos responsables de la investigación creen que este cadáver estelar es en realidad una enana blanca de tamaño monstruoso.
El descubrimiento plantea la cuestión de cómo la estrella «viva» de la binaria ha logrado sobrevivir en las proximidades de semejante cadáver estelar sin ser arrastrada hacia él y consumida violentamente. El estudio se detalla en el sitio web de preimpresión Arxiv.org y se ha enviado a la revista Open Journal of Astrophysics.
En 2023, los astrónomos descubrieron que esta estrella situada a 417 años luz de la Tierra tiene una compañera en la sombra, que se cree que es la «estrella muerta». Inicialmente, los científicos pensaron que el remanente estelar del sistema binario, LAMOST J2354, que recibió su nombre porque fue descubierto por astrónomos que utilizaban el Telescopio Espectroscópico de Fibra Multiobjeto de Área Cielo Grande (LAMOST), era una estrella de neutrones. Sin embargo, este equipo ha descubierto algunas pistas que ponen en duda esa identificación, sugiriendo que esta estrella muerta al acecho es una enana blanca más grande que la media.
«El sistema J2354 fue descubierto por el equipo de LAMOST y se afirma que alberga una estrella de neutrones», declaró a universeexpedition.com el jefe del equipo, Michael A. Tucker, investigador del Centro de Cosmología y Física de Astropartículas de la Universidad Estatal de Ohio (OSU). «Al principio me interesó este sistema porque, si se trataba de una estrella de neutrones, probablemente se formó durante una supernova de colapso del núcleo.
«La explosión cercana de la estrella masiva, la progenitora de la estrella de neutrones, habría impactado contra la compañera y arrojado gran cantidad de metales sobre la superficie», añadió.
El sistema está cerca y es brillante, relativamente hablando, lo que significa que proporciona una excelente oportunidad para buscar realmente esta esperada «contaminación» de la supernova, explicó Tucker.
«Desafortunadamente, no encontramos ninguna, que es una de las razones por las que terminamos favoreciendo una enana blanca sobre una estrella de neutrones», dijo.
Enana blanca o estrella de neutrones: ¿Cuál es la diferencia?
Las enanas blancas y las estrellas de neutrones tienen muchas similitudes, pero también hay muchas diferencias entre estas dos clases de restos estelares.
La principal similitud es que ambos tipos de remanentes estelares nacen cuando las estrellas agotan el combustible para la fusión nuclear en sus núcleos y ya no pueden sostenerse contra el empuje hacia dentro de su propia gravedad. Esto provoca el colapso de la estrella y la creación de materia ultradensa y un remanente que está protegido contra nuevos colapsos por un aspecto de la física cuántica que impide que partículas del mismo tipo se aglomeren demasiado.
Las enanas blancas nacen cuando estrellas con masas cercanas a la del Sol agotan el hidrógeno de su núcleo. Dentro de unos 5.000 millones de años, el Sol sufrirá este proceso, dejando una enana blanca de brasas cósmicas humeantes en el corazón de lo que queda del sistema solar.
Sin embargo, cuando se produce este agotamiento del hidrógeno en una estrella unas ocho veces más masiva que el Sol, el colapso de la estrella crea la presión y la temperatura necesarias para iniciar la fusión nuclear del helio del núcleo en elementos más pesados. Esto continúa hasta que la estrella tiene un núcleo de hierro, un elemento que ninguna estrella puede fusionar en elementos más pesados.
El colapso de la estrella en este momento desencadena una explosión de supernova siempre y cuando la estrella aún tenga masa suficiente para superar el llamado límite de Chandrasekhar, que es aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol. El resultado de este colapso fusional es la creación de una estrella de neutrones, un resto estelar que aglutina entre una y dos veces la masa del sol en la anchura de una ciudad media de la Tierra.
Dos caras de una «estrella muerta» una estrella de neutrones a la izquierda, una enana blanca a la derecha (Crédito de la imagen: Carl Knox/OzGrav)
La compañera estelar muerta en el sistema binario LAMOST J2354 se identificó inicialmente como una estrella de neutrones porque su masa parece estar justo alrededor del límite de Chandrasekhar.
«Lo complicado es que la masa de las enanas blancas “pesadas” se solapa con la masa de las estrellas de neutrones “ligeras”», explica Tucker. «Así que, incluso conociendo la masa con exactitud, no se responde a la pregunta de si esta compañera oculta es una enana blanca o una estrella de neutrones».
El equipo pudo encontrar algunas pistas que indican que la estrella muerta de LAMOST J2354 no es una estrella de neutrones. El primero de estos indicios fue el hecho de que la estrella viva del sistema binario no contiene los restos o «contaminación» que normalmente le lloverían por la explosión cósmica de supernova que acompaña a la muerte de una estrella masiva y el nacimiento de una estrella de neutrones.
Esta contaminación podría estar ausente si la estrella compañera estuviera más lejos cuando se produjo la supernova, pero Tucker explica que si éste fuera el caso, entonces la estrella de neutrones tendría que haber sido «pateada» hacia el interior de su compañera para crear la órbita que se observa hoy en día.
«Las órbitas suelen expandirse después de una supernova porque se ha perdido masa del sistema, por lo que producir una órbita más cercana requiere una dirección de patada y una velocidad afinadas: estimamos una probabilidad de azar de sólo un pequeño porcentaje de que esto ocurra», dijo Tucker.
Esta imagen muestra el espectacular estallido estelar de V838 Monocerotis en 2002, un evento denominado de envoltura común, un estallido de dos estrellas que comparten una envoltura de gas. (Crédito de la imagen: NASA, ESA y The Hubble Heritage Team (STScI/AURA))
Además, si se tratara de un sistema binario de una estrella ordinaria orbitada por una estrella de neutrones, estaría dos veces más cerca de la Tierra que el siguiente sistema más cercano de la misma naturaleza. Esto indicaría que la densidad de este tipo de sistemas en la Vía Láctea es unas ocho veces superior a la prevista actualmente. Esto significa que los modelos actuales favorecen una enana blanca de 1,4 masas solares en LAMOST J2354.
«No es la enana blanca más masiva conocida, pero está significativamente por encima de la media», continuó Tucker. «Cuanto más masiva es la enana blanca, más difícil es de ver/encontrar, en términos generales».
Añadió que esto se debe a que las enanas blancas tienen la característica única de reducir su tamaño a medida que aumenta la masa, por lo que las enanas blancas masivas son más pequeñas y más débiles que las enanas blancas menos masivas.
«Esto se ve agravado por el hecho de que las enanas blancas más masivas también se enfrían más rápido que las enanas blancas de menor masa debido a que las densidades más altas aumentan la eficiencia de conducción, lo que significa que es más fácil para la energía moverse desde el núcleo a la superficie y escapar», dijo Tucker. «Como resultado, las enanas blancas masivas son más pequeñas, más frías y, por tanto, mucho más débiles que las enanas blancas de menor masa de la misma edad».
¿Cómo escapó la estrella de su acechante compañero zombi?
Para Tucker, el aspecto más interesante de LAMOST J2354 es su historia evolutiva.
«La órbita actual es muy, muy cercana [alrededor de 1,5 veces la anchura del Sol] , por lo que el sistema experimentó sin duda un evento de envoltura común», explicó.
La etapa de «envoltura común» es una característica habitual de la evolución de las estrellas binarias, ya que cuando la estrella más masiva se queda sin hidrógeno en su núcleo, evoluciona hacia una gigante roja. Si la binaria está separada por menos de 500 veces la anchura del Sol, la estrella compañera de la gigante roja se incrusta en sus capas tenues y extendidas, de ahí la expresión «envoltura común».
«Hay arrastre y fricción, por lo que la órbita se encoge lentamente a medida que la envoltura es expulsada del sistema. A pesar de que este proceso afecta a casi todos los aspectos de la evolución de las estrellas binarias, es extremadamente complicado de modelizar debido a las ridículas escalas temporales y espaciales implicadas», continúa Tucker. «El resultado de una fase de envoltura común es una binaria más cercana, y la estrella primaria más masiva ha sido despojada de la mayor parte de su envoltura, dejando tras de sí una ‘estrella de helio’ o una estrella ‘subenana’».
Ilustración muestra una estrella enana blanca propensa a erupciones recurrentes de novas al acumular material de una estrella gigante roja cercana. (Crédito de la imagen: Romano Corradi/Instituto de Astrofísica de Canaria)
Para las estrellas primarias de baja masa, menos de tres veces más masivas que el Sol, Tucker dijo que el helio se funde lentamente en carbono y oxígeno en el núcleo antes de que la binaria evolucione directamente a una estrella normal y a una binaria enana blanca «regular».
«Sin embargo, las primarias más masivas, con más de tres veces la masa del Sol, pueden encender la combustión de helio en una envoltura alrededor del núcleo de carbono/oxígeno», explicó. «Esto produce una segunda fase gigante en la que las estrellas vuelven a hincharse hasta alcanzar unos cientos de veces la anchura del sol e inician una segunda fase de envoltura común. De nuevo, esto debería reducir la órbita a expensas de la expulsión de la envoltura de la estrella primaria.»
Lo que el equipo realmente quiere saber es cómo la compañera de baja masa en tal binaria experimentó dos fases separadas de envoltura común sin entrar en espiral hacia una fusión con la estrella enana blanca muerta primaria. «Sabemos que las binarias se fusionan ya que la mayoría de las enanas blancas masivas muestran evidencia de fusiones debido a su rotación muy rápida, así que ¿cómo/por qué sobrevivió ésta?». preguntó Tucker. «Propuse esta investigación a los teóricos de las estrellas binarias como una forma de poner a prueba nuestras ideas sobre cómo la evolución de la envoltura común gobierna el resultado de las estrellas binarias cercanas».
Por el momento, aunque los hallazgos del equipo sugieren que en este sistema acecha una enana blanca masiva, aún no se puede descartar la posibilidad de que se trate de una estrella de neutrones.
«La mejor manera de confirmar realmente la compañera es una enana blanca con espectro ultravioleta. Desafortunadamente, eso sólo puede venir del telescopio espacial Hubble, que en este momento es difícil de obtener tiempo de observación con», concluyó Tucker. «De hecho, nuestra propuesta para este objetivo fue rechazada el año pasado, así que seguimos adelante y publicamos lo que teníamos. Volveremos a intentarlo en ciclos futuros, pero el Hubble ha empezado a mostrar su edad y a degradarse.»
Eso significa que puede pasar algún tiempo antes de que los astrónomos sepan con certeza si la estrella muerta en LAMOST J2354 es una estrella de neutrones o una enana blanca masiva.
La investigación del equipo está publicada en el repositorio de artículos arXiv.
