Astrónomos detectan dos estrellas enanas cuyo destino está escrito. Ninguna sobrevivirá al evento final, pero además, las características de ambas pueden aclarar algunos de los debates más encendidos en los últimos años, por ejemplo, el origen y la tasa de cierto tipo de supernovas y la tasa a la que el Universo se expande.
La vida de las estrellas, como la de los humanos, tiene destinos finales. No estoy diciendo que los astros que pueblan el Universo tengan vida como tales, sino que los procesos evolutivos las llevarán a todas, tarde o temprano a un final.
Por ejemplo, las estrellas de baja masa, como el Sol, sufren al final de sus (millones de) días, se hinchan, se vuelven más rojas y después de violentos malestares internos producto de desequilibrios gravitacionales, hidrostáticos y de radiación, expulsan su material, dejando solamente el núcleo desnudo, lo que llamamos una enana blanca. Para una descripción más detalladas de este proceso pueden ver la entrada: La estrella ha muerto… ¡viva la supernova!
Las enanas blancas en realidad, y estrictamente hablando, no son estrellas, porque ya no tienen reacciones de fusión nuclear. Las enormes presiones que tiene los átomos de las enanas (carbono, oxígeno, neón y otros), generan la llamada presión de degeneración, que mantiene los electrones extremadamente comprimidos, soportando el colapso gravitacional. En astronomía se dice que las enanas blancas están hechas de materia degenerada.
Otra característica de estos objetos es que, si por alguna razón comienzan a crecer en masa, el equilibrio entre las fuerzas que las soporta se rompe y estas colapsan irremediablemente al cruzar un cierto límite conocido como de Chandrasekhar, esto es, unos 1.44 veces la masa del Sol.
Aunque en los últimos años se han mejorado los modelos que describen el final violento de las enanas blancas, el escenario más común dice que las enanas que canibalizan poco a poco material de estrellas vecinas (en estrellas binarias) y llegan al límite de Chandrasekhar, terminan explotando como supernovas. Estas son, precisamente, las llamadas supernovas tipo Ia. Los eventos son tan explosivos y brillantes que se usan para estimar distancias cosmológicas, lo que nos permite estudiar la expansión del Universo.
Pero otra posibilidad sobre el final de las enanas es una coalescencia con una compañera, cuya masa final, la suma de ambas, sea algo más grande que los 1.44 masas solares. Aunque el resultado también sería una supernova, aún no está claro si estas explosiones son iguales todas, de forma que se puedan usar como patrón de distancia, y se debate si las colisiones entre enanas son, o no, tan frecuentes como para soportar el número de las supernovas observadas.
En cualquier caso, parece haber evidencia de que que los choques de dos enanas que en suma superen el límite de Chandrasekhar encienden temporalmente las fusiones nucleares y producen reacciones desbocadas que terminan, también, en una explosión de supernova. Como una nota al margen, se han detectado enanas ultramasivas, muy cerca de los 1.4 masas solares, que podrían ser producto de fusiones y no explotaron como supernova.
Un caso raro
Bien, pues un grupo de astrónomos acaba de publicar un trabajo anunciando la detección de uno de estos raros pares de objetos degenerados, donde una de ellas está siendo jalada gravitacionalmente por su compañera enana, al punto de parecer una gota. Este es uno de los pocos sistemas descubiertos que algún día, dicen los científicos, verán revivir el núcleo de la enana blanca y, muy probablemente, explotará como supernova.
El sistema binario se llama HD265435, se encuentra aproximadamente a 1,500 años luz de distancia en dirección de la constelación de Gemini y comprende una estrella sub-enana caliente y una enana blanca. Ambas orbitan estrechamente y completan un giro en poco menos de 100 minutos. El descubrimiento se hizo a través del telescopio espacial TESS dedicado a buscar exoplanetas, pero cuyas observaciones pueden usarse para estudiar la variabilidad en el brillo de las estrellas producto de sistemas binarios y no solo por tránsitos planetarios.
La masa total de los objetos en HD265435 se estima en 1.65 masas solares y encaja en el segundo escenario que mencionamos anteriormente, en el que la masa del sistema estelar está cerca o por encima del límite de Chandrasekhar. Apenas se conocen un puñado de casos similares.
El equipo científico pudo observar la subenana caliente, pero no la enana blanca, ya que la subenana es mucho más brillante. Sin embargo, ese brillo varía con el tiempo, lo que sugiere que la estrella está siendo estirada en forma de lágrima por un objeto masivo cercano. Usando medidas de velocidad radial y velocidad de rotación desde el Observatorio Palomar y el Observatorio WM Keck, y modelando el efecto del objeto masivo en la subenana, los astrónomos pudieron confirmar que la enana blanca es tan pesada como nuestro Sol, pero solo un poco más pequeña que el radio de la Tierra.
Los resultados de las observaciones y de los modelos físicos aplicados para este caso muestran que las dos estrellas están tan cerca que la enana blanca inevitablemente se convertirá en supernova en unos 70 millones de años, pero además predicen que la subenana caliente se contraerá para convertirse también en una estrella enana blanca antes de fusionarse con su compañera.
¿Candelas estandar?
Como lo comentamos, las supernovas de tipo Ia se consideran uno de los trazadores más importantes para la cosmología, por su característica de «candelas o focos o velas estándar». Esto es relativamente fácil de entender: si todas las enanas blancas explotan al llegar a los 1.4 veces la masa del Sol, entonces su brillo debe ser igual y su tipo de luz es específico. Esto significa que podemos comparar qué luminosidad debería tener cualquiera de ellas cuando las observamos, y a partir de eso, calcular qué tan distantes están. Dicho de otra manera, las supernovas Ia son todas como focos o bombillas del mismo «wataje», o más correctamente, potencia o flujo radiante.
Al observar supernovas Ia en galaxias distantes, podemos estimar su distancia; luego, al medir la rapidez con la que se mueven esas galaxias podemos calcular la expansión del Universo. La muerte de las enanas blancas literalmente las convierte en cintas métricas para medir el cosmos, de aquí la importancia de calibrar lo mejor posible su brillo y entender los procesos que las producen.
Esto es muy importante en este momento porque hay una discrepancia entre lo que obtenemos de este tipo de candelas estándar y lo que obtenemos a través de otros métodos.
Finalmente, los investigadores señalan que este trabajo puede aclarar otras discrepancias, en especial una sobre el número de supernovas observadas y las estimadas tomando en cuenta sus progenitores. En términos generales, nuestra galaxia parece tener tasas de supernovas similares a los de otras galaxias similares. Hasta aquí bien.
También, de acuerdo con modelos de evolución estelar, nuestra galaxia muestra correctamente un número adecuado de supernovas en términos de su población de estrellas y la edad de la galaxia. Todo en orden.
Pero si buscamos objetos que puedan convertirse en supernovas, no hay suficientes. Ejemplos como este par estudiado, HD265435, contribuyen a los posibles progenitores, pero aún así no parece haber los necesarios para cuadrar los números.
El trabajo sobre las dos enanas fue publicado en la revista Nature Astronomy, bajo el título «A hot subdwarf-white dwarf super-Chandrasekhar candidate supernova Ia progenitor«, por Pelisoli et. al.
Referencia:
https://warwick.ac.uk/newsandevents/pressreleases/teardrop_star_reveals
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