Enanas blancas, zonas habitables y otras "Tierras"

Los astrónomos han ignorado a las enanas blancas en su búsqueda de exoplanetas. Esto puede haber sido un error, según un nuevo estudio de las zonas habitables en enanas blancas.

Aunque los agujeros negros y las estrellas de neutrones captan toda la atención como destinos finales de las estrellas, la mayoría nunca llegará a ese extremo. Aproximadamente el 97% de las estrellas en nuestra galaxia no son lo suficientemente masivas para tener uno de esos destinos.

En lugar de eso, los astrónomos creen que terminarán sus días como enanas blancas, calientes y densos 'pedazos' de materia inerte en los que todas las reacciones nucleares terminaron hace mucho.

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Descubren sistemas estelares en fusión que podrían explotar

Un equipo de astrónomos ha encontrado que algunos sistemas estelares dobles -formados por dos enanas blancas- se están fusionando y podrían explotar como supernovas en un futuro astronómico próximo.

Ilustración artística que compara los tamaños de las dos
estrellas del sistema binario J0923+3028 con el de la Tierra.
Crédito: Clayton Ellis (CfA)

A veces, cuando uno anda buscando una cosa, se encuentra con algo completamente diferente e inesperado. En el quehacer científico, estos descubrimientos casuales pueden dar lugar, a su vez, a nuevos descubrimientos. Hoy, los investigadores que encontraron las primeras estrellas que salían a hipervelocidad de la Vía Láctea, han anunciado que en la búsqueda también aparecieron una docena de sistemas de estrellas dobles. La mitad de ellas se están fusionando y podrían explotar como supernovas en un futuro astronómicamente cercano.

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El origen de las explosiones cósmicas sigue siendo un misterio

Cuando una estrella explota como una supernova, es tan brillante que puede verse desde millones de años-luz de distancia. Una variedad especial de supernova -el tipo Ia- se comporta de manera tan predecible que es utilizada por los astrónomos para medir la expansión del Universo. El descubrimiento de la energía oscura y de la aceleración del Universo modificaron nuestra comprensión del cosmos. Sin embargo, el origen de estas supernovas, que han demostrado ser tan útiles, sigue siendo desconocido.

Esta imagen muestra la gigantesca Galaxia del Molinete (M101)
con un detalle sin precedentes. Los astrónomos han buscado
en galaxias como esta los progenitores de supernovas de tipo
Ia, pero su búsqueda ha resultado infructuosa.

"La cuestión de qué causa una supernova Tipo Ia es uno de los grandes misterios sin resolver en la astronomía", dice Rosanne Di Stefano del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica (CfA). Su trabajo ha sido aceptado para su publicación en The Astrophysical Journal.

Los astrónomos tienen fuertes evidencias de que las supernovas Tipo Ia proceden de la exploción de remanentes estelares llamados enanas blancas. Para detonar, la enana blanca debe ganar la masa hasta que alcance un punto límite y ya no pueda sostenerse.

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Una estrella de neutrones 'devora' a una enana blanca

Astrónomos del Instituto Holandés para Investigación Espacial SRON y de la Universidad de Utrecht han encontrado borrosas huellas de oxígeno en los rayos X de una estrella de neutrones que 'devora' una enana blanca. Por primera vez los efectos de la extrema gravedad son revelados por el oxígeno en lugar de los átomos de hierro.

Estrella de neutrones se 'come' a una enana blanca
rica en oxígeno, en un peculiar sistema binario.

A pesar de que la fuerte gravedad cerca de las estrellas de neutrones y agujeros negros ha sido estudiada de manera similar, este resultado es único. Hasta ahora, sólo borrosas huellas de átomos de hierro se han observado en los rayos X de una estrella de neutrones. Sin embargo, las características de las llamadas "líneas de hierro" son objeto de controversia, lo que hace a estos átomos menos apropiados para mediciones de campos de gravedad extrema.

La estrella de neutrones se ha estudiado antes, pero ahora Oliwia Madej, estudiante de doctorado en la Universidad de Utrecht y del Instituto Holandés para Investigación Espacial SRON, ha encontrado borrosas huellas de oxígeno en los rayos X de la estrella. Hizo este descubrimiento en un archivo de observación realizada por el observatorio espacial XMM-Newton de la ESA, que está equipado con el instrumento RGS (Reflection Grating Spectrometer) construido por SRON, que es extremadamente sensible en estas particulares longitudes de onda. La investigación se llevó a cabo bajo la supervisión de Peter Jonker, un investigador de SRON.

La estrella de neutrones que los astrónomos han observado es parte de un sistema binario llamado 4U 0614+091. En el sistema binario, la estrella de neutrones y una enana blanca orbitan muy cerca entre sí en aproximadamente 50 minutos. La enana blanca -básicamente una estrella apagada- orbita a una distancia tan pequeña de la estrella de neutrones que el gas rico en oxígeno es arrebatado de la enana y comienza a girar en un disco alrededor de la estrella de neutrones.

"Normalmente, los átomos de oxígeno caliente emiten rayos X a una energía específica", explica Madej. "Pero debido a la extrema gravedad y el gas caliente en el disco alrededor de la estrella de neutrones, esta huella de oxígeno es borrosa en los datos de rayos X". A partir del aspecto del desenfoque Madej trató de estimar el radio interior del disco rico en oxígeno alrededor de la estrella de neutrones, lo que debe dar una idea del radio máximo que podría tener la estrella de neutrones.

"Desafortunadamente, los datos actuales no son aún lo suficientemente claros para dar una respuesta definitiva sobre el tamaño de una estrella de neutrones", admite Peter Jonker. "Para determinarlo con mayor detalle necesitamos más tiempo de observación. Y como encontramos la huella de las moléculas de hierro, podemos comparar las características de las dos líneas de emisión. Al medirlas en conjunto, las incertidumbres sobre las mediciones de la línea del hierro pueden ser eliminadas, lo que guiará la interpretación en otros sistemas donde se ha visto sólo con hierro. En conjunto nuestras observaciones son definitivamente un paso importante en el camino hacia una mejor comprensión de las condiciones extremas alrededor y dentro de una estrella de neutrones".

Las estrellas de neutrones -formadas por el colapso de los núcleos de estrellas masivsa- son los objetos más compactos con una superficie en el Universo. Una estrella de neutrones tiene una masa ligeramente superior a una enana blanca, pero comprimida en una bola de sólo 10 a 20 km de diámetro. En estas altas densidades, los átomos normales no pueden existir. Cualquier cosa más densa se transformaría en un agujero negro. Es por esto que los astrónomos se muestran tan interesados en el estado de la materia dentro de una estrella de neutrones.

Los resultados de la investigación aparecen en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

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Descubren un sistema único de estrellas binarias eclipsantes

Concepción artística del sistema binario de NLTT 11748.

Astrofísicos de la UC Santa Barbara son los primeros científicos en identificar dos estrellas enanas blancas en un sistema binario eclipsante, permitiendo la primera medición directa del radio de una extraña enana blanca compuesta de helio puro. Los resultados son publicados en la revista Astrophysical Journal Letters. Estas observaciones son las primeras en confirmar una teoría sobre un cierto tipo de enana blanca.

La historia comenzó con observaciones de Justin Steinfadt, estudiante graduado de físicia de UCSB que ha estado monitoreando estrellas enanas blancas como parte de su tesis.

Breves eclipses fueron descubiertos durante observaciones de la estrella NLTT 11748 con el Telescopio Faulkes al norte del Observatorio Global de Las Cumbres (LCOGT), una institución afiliada a UCSB. NLTT 11748 es una de las pocas enanas blancas de baja masa con núcleo de helio que están bajo un cuidadoso estudio por sus variaciones de brillo. Las rápidas instantáneas de la estrella -con cerca de un minuto de exposición- mostraron unas imágenes consecutivas donde la estrella era levemente más débil. Steinfadt rápidamente se dio cuenta de la importancia de este descubrimiento inesperado. "Hemos estado buscando un montón de estrellas, ¡pero aún creo que tuvimos suerte!" dijo.

Avi Shporer en UCSB y LCOGT asisieron con las observaciones y rápidamente brindaron su experiencia al nuevo descubrimiento. "Sabíamos que algo era inusual, especialmente cuando confirmamos estas caídas la noche siguiente", dijo Shporer. Los científicos observaron eclipses de 3 minutos de las estrellas binarias dos veces durante la órbita de 5,6 horas.

El entusiasmo por el descubrimiento y la necesidad de confirmarlo rápidamente llevó al uso del telescopio Keck de 10 metros de diámetro, ubicado en Mauna Kean en Hawai, justo 5 semanas después de la primera observación. El equipo también invitó a David Kaplan, un colega de Hubble y colega postdoctoral del Instituto Kavli de Física Teórica.

Durante esa noche, los científicos fueron capaces de medir el cambiante corrimiento Doppler de la estrella NLTT 11748 cuando orbitaba su compañera la enana blanca débil, pero más masiva. "Fue increíble atestiguar la velocidad de este cambio de estella en sólo unos pocos minutos", dijo Kaplan, quien estuvo presente en el telescopio Keck durante las observaciones.

Estas observaciones llevaron a la confirmación de una teoría importante sobre las estrellas enanas blancas. Las estrellas terminan sus vidas de diferentes maneras. "La formación de un sistema binario semejante conteniendo una enana blanca de helio de masa extremadamente baja tiene que ser el resultado de las interacciones y pérdida de masa entre las dos estrellas originales", dijo Howell. Las estrellas enanas blancas son los remanentes densos de estrellas como el Sol, con dimensiones comparables a la Tierra. Una estrella se transforma en enana blanca cuando ha agotado su combustible nuclear y todo lo que queda es el denso núcleo interno, típicamente de carbono y oxígeno.

Una de las estrellas en el grupo binario recientemente descubierto es una enana blanca relativamente rara con núcleo de helio con una masa de sólo 10 a 20% la de nuestro Sol. La existencia de estas estrellas especiales ha sido conocida por más de 20 años. El trabajo teórico predijo que estas estrellas son más calientes y son más grandes que las enanas blancas comunes. Hasta ahora, el tamaño nunca había sido medido. Las observaciones de la estrella NLTT 11748 realizadas por este grupo de investigación han producido la primera medición directa del radio de una enana blanca inusual que confirma esta teoría.

La otra estrella en el grupo binario también es una enana blanca, pero más ordinaria, compuesta fundamentalmente por carbono y oxígeno con cerca del 70% de la masa de nuestro Sol. Esta estrella es más masiva y mucho más pequeña que la otra enana blanca. La luz que produce es 30 veces más débil que la de su compañera en el grupo binario.

"Una posibilidad particularmente interesante para reflexionar es lo que sucederá dentro de 6 a 10 millones de años", dijo Bildsten. "Este sistema binario está emitiendo ondas gravitatorias a un ritmo que obligará a las dos enanas blancas a hacer contacto. Qué sucede luego, nadie lo sabe".

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Telescopio observa estrellas 'bailando'

Después de miles de millones de años de ganar y perder brillo, algunas estrellas en el cielo parece que "bailan" cuando oscurecen. Tal vez no como Elvis o Michael Jackson, pero definitivamente tienen ritmo, y algunas pueden incluso girar como una peonza.

Esta estrella está en camino de convertirse en una enana blanca.

Por las próximas dos semanas, el Whole Earth Telescope, una red internacional de cooperación de observatorios astronómicos dirigida por la Universidad de Delaware, realizará observaciones de tres de estas estrellas para tratar de averiguar lo que está sucediendo en sus interiores luminosos de plasma.

El objetivo principal es una estrella enana blanca conocida como GD358 en la constelación de Hércules. Está hecha de helio y tiene una temperatura superficial estimada en alrededor de 19.000 Kelvin.

"Recientemente hemos descubierto que esta estrella está pulsando un poco extrañamente, y estamos buscando señales de que está girando como un trompo", explica Judi Provencal, profesora asistente de física y astronomía en la Universidad de Delaware y directora de investigación del Centro Asterosísmico de Delaware.

Una misión primaria del centro, patrocinado por el Observatorio Monte Cuba, es coordinar las actividades del Telescopio Whole Earth.

Una enana blanca es una estrella "muerta" que no genera su propia energía como lo hace el Sol, señala Provencal.

"El Sol se convertirá algún día en una estrella enana blanca, y por eso estamos interesados en saber más acerca de ellas y sobre qué les sucede a los planetas que la estrella original pudiera haber tenido", añade Provencal.

La segunda estrella objetivo del Telescopio Whole Earth, es la pulsante rápida PG1325 101 en la constelación de Virgo, que es sospechosa de tener uno o más planetas en órbita. El equipo internacional va a trabajar para confirmar esta sospecha, observando las estrellas en colaboración con su colega Roberto Silvotti, líder del grupo de observación en Italia.

La tercera estrella, WD1524, en la constelación de Serpens (la serpiente), se observó durante el año 2009 durante la campaña internacional del Telescopio Whole Earth. La estrella fue una pulsante de gran amplitud hasta poco antes de que comenzara su observación, cuando misteriosamente se convirtió en una pulsante de pequeña amplitud.

"Conocer cómo pulsan las estrellas depende de su estructura y composición", afirma Provencal. "El año pasado, WD1524 ha cambiado completamente la forma en que pulsaba. Imagina hacer sonar la gran Campana de la Libertad y después hacer que suene como una campanilla de mano. Obviamente sería difícil de hacer. Por eso, no entendemos cómo ocurre esto en nuestras estrellas pulsantes. Ahora sabemos que esta estrella ha vuelto a cambiar, así que estamos tratando de entender cómo esto puede llegar a suceder. Nuestros modelos teóricos actuales de enanas blancas no predicen este tipo de comportamiento".

Hay miles de enanas blancas en nuestra galaxia, sin embargo, sólo un 30% son lo suficientemente brillantes como para que los científicos las estudien usando la ciencia de la sismología estelar o astrosismología, que puede determinar la edad, la temperatura y la composición de una estrella a partir de sus oscilaciones y brillo.

Una estrella enana blanca pulsa o tiembla a medida que las ondas de energía viajan a través de ella. La parte exterior de la superficie de la estrella se mueve de lado a lado, como las olas en el océano, explica Provencal.

A partir de la forma de estos impulsos, los científicos pueden medir cómo la atmósfera se mueve alrededor de estas estrellas pulsantes y averiguar qué está pasando dentro de ellas, y determinar si existe un objeto externo influyendo en la estrella.

El objetivo científico del Telescopio Whole Earth es la obtención de mediciones en series ininterrumpidas de tiempo de "estrellas variables" (estrellas cuyo brillo cambia con el tiempo) y luego construir modelos teóricos a partir de los cuales su física pueda derivarse. Este enfoque, que ha resultado un gran éxito, según afirma Provencal, ha colocado a la incipiente ciencia de la astrosismología en la vanguardia de la astrofísica estelar.

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Calculan con precisión la edad de las estrellas

Un equipo de investigadores internacional, publicó esta semana en una prestigiosa revista científica los resultados de un estudio que abre nuevos caminos para el conocimiento de la evolución estelar, la física de plasmas y, en general, el origen del Universo. El equipo ha encontrado la clave de la evolución de un tipo de enanas blancas.

Vista general del cúmulo galáctico NGC 6791.

Un equipo de científicos de la Universitat Politècnica de Catalunya (UPC), del Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña, del Instituto de Ciencias del Espacio del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC), de la Universidad Nacional de La Plata (Argentina) y de la Liverpool John Moores University (Reino Unido), encabezado por el investigador Enrique García-Berro, del Departamento de Física Aplicada de la UPC, ha demostrado que la edad de las estrellas enanas blancas del cúmulo galáctico NGC 6791 es de 8.000 millones de años y no de 6.000 millones, como se creía hasta ahora. Esta investigación abre nuevos caminos para profundizar en el conocimiento del origen del Universo y sus resultados se publicaron en la revista científica Nature ayer, 13 de mayo.

Los investigadores han calculado la evolución de las enanas blancas desde su nacimiento hasta la actualidad. Estos cálculos demuestran y confirman experimentalmente teorías que se habían anticipado pero de las que hasta ahora no existían pruebas observacionales. En particular, el equipo de investigación ha demostrado que la sedimentación de los elementos químicos más pesados, debida a la fuerte gravedad de esas estrellas, y la cristalización de los materiales, a consecuencia de las enormes presiones, tienen lugar en su interior. Estos procesos físicos liberan energía en el interior de las enanas blancas y retrasan su evolución, lo cual permite calcular con precisión la edad de este tipo de estrellas.

Los científicos han utilizado durante años la edad de las enanas blancas para estimar la edad de nuestra galaxia y de otros sistemas de estrellas, y la habían anticipado desde el punto de vista teórico, aunque existían grandes incertidumbres debido a que no se podía probar cómo se producían esos dos fenómenos en su interior. Nunca se había podido certificar mediante observaciones, de una forma independiente, la validez de sus teorías, ya que es imposible obtener en laboratorios terrestres las densidades y las temperaturas tan altas (de millones de gr/cm³ y de millones de grados, respectivamente) de esas estrellas. Los cálculos de este grupo de investigadores han sido comparados con las medidas de la edad de NGC 6791 realizadas a partir de las imágenes del telescopio espacial Hubble y se ha podido comprobar que coinciden.

Las enanas blancas son las estrellas más abundantes del Universo. Además, son estrellas muy densas dado que tienen una masa similar a la del Sol, pero poseen un radio comparable al de la Tierra. De hecho, son residuos estelares, restos compactos de estrellas fruto de la evolución estelar que se forman cuando las estrellas agotan su combustible nuclear. Por otro lado, emiten la energía térmica que tienen almacenada, por lo que, en general, su luminosidad es muy baja.

La mayoría de enanas blancas están formadas por un núcleo de carbono y oxígeno, aunque en su superficie tienen una capa de hidrógeno y de helio. En el momento de su formación las enanas blancas presentan unas temperaturas muy altas y su brillo es muy intenso, pero al no tener otras fuentes de energía que no sea su reserva térmica se van enfriando gradualmente y va disminuyendo su brillantez muy lentamente, hasta que llega el día en que dejan de irradiar. La vida de una enana blanca, sin embargo, puede llegar a ser de miles de millones de años. Hasta ahora, la mayoría de cálculos atribuían una edad de 6.000 millones de años a las enanas blancas del cúmulo galáctico NGC 6791, pero el nuevo trabajo de investigación demuestra que nacieron hace 8.000 millones de años.

Esta hipótesis ha sido demostrada mediante la simulación de toda la evolución de las enanas blancas, en la que se han incluido los dos procesos físicos que tienen lugar en el núcleo de estas estrellas y que nunca se habían considerado: uno es el efecto de la sedimentación del neón y el otro es la separación de fases del carbono y el oxígeno durante la cristalización, que sucede a temperaturas más bajas.

En esas dos etapas de la evolución, la estrella libera energía gravitacional y su enfriamiento se modera. Como las enanas blancas más débiles del cúmulo son también las más rojas y frías, si se dispone de buenos modelos de enfriamiento se puede calcular la edad del cúmulo. Consecuentemente, los científicos han calculado los colores y el brillo de todas las enanas blancas del cúmulo NGC 6791 y han podido comprobar que, en el caso de las enanas blancas más débiles, los efectos de esos dos procesos físicos retrasan el proceso de enfriamiento, de forma tal que la edad del cúmulo y la de sus enanas blancas coinciden.

Este descubrimiento tiene consecuencias científicas importantes, ya que confirma que las enanas blancas pueden ser utilizadas como cronómetros fiables e independientes para determinar la edad de muchos sistemas de estrellas y, por lo tanto, sirven para profundizar en nuestro conocimiento del Universo. Dichos conocimientos se podrán aplicar también en otros campos, como la física de los plasmas densos.

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Planetas como la Tierra pueden abundar en la Vía Láctea

Un equipo de investigadores determinó que el 3,5% del total de estrellas parecidas al Sol en la galaxia podría albergar planetas rocosos actualmente.

Los restos rocosos de antiguos planetas orbitando enanas
blancas pueden revelar una galaxia rebosante de vida.

Tal vez Frank Drake tuvo razón. Hace casi medio siglo, el astrónomo americano postuló que, basado en probabilidad estadística, la Vía Láctea podría estar llena de estos planetas parecidos a la Tierra. Ahora las observaciones de estrellas anteriormente parecidas al Sol, las enanas blancas, sugieren que la inmensa mayoría de ellas albergó al menos un mundo rocoso. Como las estrellas parecidas al Sol podrían representar hasta la mitad de la población de la Vía Láctea de varios cientos de miles de millones de soles, quiere decir que cientos o miles de civilizaciones podrían habitar nuestra galaxia.

La pregunta de cuántos mundos rocosos existen en la galaxia ha dejado perplejos a astrónomos durante gran parte del último siglo. Incluso ahora, la tecnología dificulta la búsqueda. Los astrónomos están a años-luz de ser capaces de obtener la imagen de otra Tierra directamente. Los dos métodos de descubrir planetas extrasolares, apodados "bamboleo y parpadeo",  implican la detección un cambio minúsculo en el movimiento de una estrella causado por el tirón gravitacional de sus planetas en órbita, y la detección de un leve oscurecimiento en la luz de una estrella que ocurre siempre que un planeta pasa entre la estrella y el telescopio que la observe. Ambos métodos han revelado cientos de planetas similares a Júpiter, pero no parecidos a la Tierra, aunque unos cuantos gigantes rocosos han sido encontrados.

Pero ayer en una reunión de la Royal Astronomical Society en Glasgow, Reino Unido, un equipo de investigadores presentó un nuevo modo de estimar cuántos planetas rocosos podrían haber ahí. El estudio se centra en las estrellas enanas blancas. Estas estrellas muertas brillaron alguna vez como nuestro propio Sol, pero al final de sus vidas de 9 mil millones de años se convirtieron en gigantes rojas, estrellas con diámetros hasta 200 veces el de nuestra estrella. Si esto pasara en el Sistema Solar, el Sol se ampliaría hasta más allá de la órbita de la Tierra. Luego, poco a poco, las estrellas hinchadas se 'desinflan' hasta alcanzar sólo mitad de su tamaño original, lentamente se oscurecen y se ven rodeadas por enormes y delgadas atmósferas.

Aquellas atmósferas pueden facilitar la lectura de la señal de planetas rocosos que orbitaron a estas estrellas muertas, según los investigadores. El equipo estudió los espectros, o 'firmas químicas', de la luz de 146 enanas blancas localizadas a unos cien años-luz de la Tierra. Entre aquellas estrellas, 109 espectros indicaron que elementos más pesados como el calcio estaban presentes en sus atmósferas. Los planetas rocosos son las únicas fuentes probables de estos elementos pesados, tal espectro nos muestra que las estrellas deben haber tragado estos planetas durante su etapa expansiva de gigante roja.

Basándose en los datos, el equipo extrapola que al menos el 3,5 % de todas las estrellas parecidas al Sol en la Vía Láctea albergan planetas rocosos actualmente. Mediante un cálculo aproximado, se estima que la galaxia ha mantenido no menos de mil millones de mundos rocosos en un momento u otro. Una pequeña fracción de estos, a su vez, podrían haber sido similares a la Tierra, queriendo decir que cumplían con criterios tales como el hecho de abrigar agua y la existencia dentro de la zona habitable de su sol.

El estudio refuerza la idea de que la formación de planetas alrededor de estrellas "es un evento común", dice el científico planetario Jonatán Fortney de la Universidad de California, Santa Cruz. Tan común, dice él, que el número de estrellas que albergan planetas rocosos es "probablemente mucho más alto" que el valor de 3,5% estimado por los autores.

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"Súper Supernova": sistema estelar de enanas blancas excede el límite de masa

Un equipo internacional liderado por la Universidad de Yale ha medido, por primera vez, la masa de un tipo de supernova que se cree que pertenece a una subclase única y confirmaron que sobrepasa lo que se creía que era un límite superior de masa. Sus hallazgos podrían afectar a la forma en la que los cosmólogos miden la expansión del Universo.

Los cosmólogos usan las supernovas de Tipo Ia -las violentas explosiones de los núcleos muertos de estrellas conocidas como enanas blancas- como una especie de regla cósmica para medir distancias a las galaxias madre de las supernovas y, de esta forma, comprender la expansión pasada y futura del Universo y explorar la naturaleza de la energía oscura. Hasta hace poco, se pensaba que las enanas blancas no podían superar lo que se conoce como límite de Chandrasekhar, una masa crítica equivalente a 1,4 veces la masa del Sol, antes de estallar como supernova. Este límite uniforme es clave para medir las distancias a las supernovas y, por tanto, las galaxias que las contienen.

Desde 2003, se han descubierto cuatro supernovas que eran tan brillantes, que los cosmólogos se preguntaron si las enanas blancas habían superado el límite de Chandrasekhar. Estas supernovas se han conocido como supernovas "súper-Chandrasekhar".

Ahora, Richard Scalzo de Yale, como parte de una colaboración entre físicos estadounidenses y franceses conocida como Nearby Supernova Factory (Factoría de Supernovas Cercanas), ha medido la masa de la estrella enana blanca que terminó como una de estas extrañas supernovas, llamada SN 2007if, y confirmó que supera el límite de Chandrasekhar. También descubrió que la supernova inusualmente brillante no sólo tenía una masa central, sino además una cobertura de material que fue expulsado durante la explosión así como una envoltura alrededor del material pre-existente. El equipo espera que este descubrimiento proporcione un modelo estructural para comprender las demás supernovas masivas.

Usando observaciones de telescopios en Chile, Hawai y California, el equipo fue capaz de medir la masa de la estrella central, la cobertura y la envoltura de forma aislada, proporcionando la primera prueba concluyente de que el propio sistema sobrepasó el límite de Chandrasekhar. Hallaron que la estrella parece tener una masa de 2,1 veces la del Sol (más o menos un 10%), colocándola muy por encima del límite.

Ser capaces de medir las masas de todas las partes del sistema estelar, le dice a los físicos cómo puede haber evolucionado el sistema, un proceso del que actualmente se sabe poco. "Realmente no sabemos mucho sobre las estrellas que llevan a estas supernovas", dice Scalzo. "Queremos saber más sobre qué tipo de estrellas fueron, y cómo se formaron y evolucionaron con el tiempo".

Scalzo cree que hay una buena posibilidad de que SN 2007if fuese el resultado de la fusión de dos enanas blancas, en lugar de la explosión de una única enana blanca, y espera estudiar otras supernovas súper-Chandrasekhar para determinar si ellas también podrían haberse visto implicadas en una fusión de dos de estas estrellas.

Los teóricos siguen investigando cómo pueden existir estrellas con masas por encima del límite de Chandrasekhar, que se basa en un modelo de estrellas simplificado, sin colapsar bajo su propio peso. De cualquier manera, una subclase de supernovas gobernadas por una física diferente tendría un efecto drástico en la forma en que las usan los cosmólogos para medir la expansión del Universo.

"Se están usando las supernovas para hacer afirmaciones sobre el destino del Universo y nuestra teoría de la gravedad", comenta Scalzo. "Si nuestra comprensión de las supernovas cambia, podría impactar significativamente sobre nuestras teorías y predicciones".

Imagen: Los cosmólogos usan las supernovas de Tipo Ia, como la visible en la galaxia de esta ilustración, para explorar la expansión pasada y futura del Universo y la naturaleza de la energía oscura.

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El sistema binario de enanas blancas más extremo orbita en sólo 5 minutos

Un equipo internacional de astrónomos, incluyendo al Profesor Tom Marsh y al Dr. Danny Steeghs de la Universidad de Warwick, han demostrado que las dos estrellas en el sistema binario HM Cancri se orbitan en apenas 5,4 minutos. Esto hace que HM Cancri sea, la estrella binaria con el periodo orbital más corto conocido. También es el sistema binario más pequeño conocido. El sistema no es mayor que 8 veces el diámetro de la Tierra, lo que es equivalente a poco más de un cuarto de la distancia de la Tierra a la Luna.

El sistema binario consta de dos enanas blancas. Son las 'cenizas' de estrellas como nuestro Sol, contienen una forma altamente condensada de helio, carbono y oxígeno. Las dos enanas blancas de HM Cancri están tan cerca entre sí que la masa fluye de una a otra. HM Cancri se observó por primera vez como fuente de rayos-X en 1999 mostrando una periodicidad de 5,4 minutos, pero durante mucho tiempo no ha quedado claro si este lapso también indicaba el periodo orbital del sistema. Es tan corto que los astrónomos eran reacios a aceptar la posibilidad sin una prueba sólida.

El equipo de astrónomos liderado por el Dr. Gijs Roelofs del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica, y que incluye al Profesor Tom Marsh y al Dr. Danny Steeghs de la Universidad de Warwick en el Reino Unido, han usado ahora el telescopio más grande del mundo, el telescopio Keck en Hawai, para demostrar que el periodo de 5,4 minutos es, efectivamente, el periodo orbital del sistema binario. Esto se ha realizado detectando las variaciones de velocidad en las líneas espectrales en la luz de HM Cancri. Estas variaciones de velocidad son producidas por el efecto Doppler, provocadas por el movimiento orbital de las estrellas girando una alrededor de la otra. El efecto Doppler provoca que las líneas varíen periódicamente del azul al rojo en un ciclo.

Las observaciones de HM Cancri fueron un gran reto debido al periodo extremadamente corto que tenían que resolver y la poca luz del sistema binario. A una distancia de casi 16.000 años-luz de la Tierra, el sistema binario brilla poco más de una millonésima parte que las estrellas más tenues visibles a simple vista.

El Profesor Tom Marsh de la Universidad de Warwick dijo que: "Este es un sistema intrigante por varias cosas: tiene un periodo extremadamente corto; la masa fluye desde una estrella e impacta en el ecuador de la otra en una región de tamaño comparable a los Midlands ingleses, donde libera más energía en rayos-X que todo el Sol. Podría ser también un potente emisor de ondas gravitatorias que puede que algún día sean detectadas procedentes de este tipo de sistema estelar".

El Dr. Danny Steeghs de la Universidad de Warwick, dijo que: "Hace unos años propusimos que HM Cancri era, efectivamente, una binaria interactuante que constaba de dos enanas blancas y un periodo orbital de 5,4 minutos. Es muy gratificante ver confirmado este modelo con nuestras observaciones, especialmente dado que los anteriores intentos se vieron frustrados por el mal tiempo”.

El artículo que describe las observaciones de HM Cancri titulado "Spectroscopic Evidence For a 5.4 Minute Orbital Period in HM Cancri" se publicó en el ejemplar del 10 de marzo de 2010 de la revista Astrophysical Journal Letters.

"Este tipo de observaciones están realmente en el límite de lo que es actualmente posible. No sólo se necesitan los mayores telescopios del mundo, sino también tenerlos equipados con los mejores instrumentos disponibles", explica el Profesor Paul Groot de la Radboud University Nijmegen en los Países Bajos.

"La binaria HM Cancri es un verdadero reto para nuestra comprensión de la evolución estelar y binaria", añade el Dr. Gijs Nelemans de la Universidad Radboud. "Sabemos que el sistema debe proceder de dos estrellas normales que, de algún modo, orbitaron juntas en espiral en dos episodios de transferencia de masa, pero la física de este proceso se conoce muy poco. El sistema es también una gran oportunidad para la relatividad general. Debe ser uno de los emisores más copiosos de ondas gravitatorias. Estas distorsiones del espacio-tiempo que esperamos detectar con el futuro satélite LISA, y HM Cancri será un sistema clave para esta misión".

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¿Cómo se originan las supernovas?

El 'disparador' que inicia un tipo común de explosión estelar finalmente ha sido descubierto gracias a observaciones del Observatorio de Rayos-X Chandra de la NASA, proporcionando un gran avance en la comprensión de las supernovas.

Estas supernovas, conocidas como de Tipo Ia, son el resultado de la explosión de una estrella enana blanca. Este tipo de supernovas se usan como marcadores de distancia cósmica, y saber qué causa estos estallidos cósmicos es clave para estudiar la misteriosa energía oscura que los astrónomos creen que impregna el Universo.

"Estos objetos son clave para comprender el Universo. Era una gran vergüenza que no supiéramos como funcionaban", dice Marat Gilfanov del Instituto Max Plank para Astrofísica en Alemania y miembro del equipo que realizó los nuevos hallazgos. "Ahora estamos empezando a comprender qué enciende la mecha de estas explosiones".

Las supernovas de Tipo Ia se cree normalmente que se generan cuando una estrella enana blanca -el núcleo remanente de una estrella gigante roja que se ha despojado de sus capas exteriores de gas y se ha enfriado- supera su límite de peso, se hace inestable, y estalla.

Pero justo lo que causa que se salga de la escala y quede reducida a pedazos, no había sido observado. Dos posibilidades pugnaban por dejar a la enana blanca al límite: la acreción, en la cual una enana blanca absorbe materia de una estrella compañera similar al Sol hasta que supera su límite de peso; y la fusión de dos enanas blancas en una masa mayor.

Una forma de saber qué proceso era el culpable era observar las emisiones de luz de rayos-X procedentes de las supernovas, dado que cada escenario generaría distintas cantidades de rayos-X. Una supernova de Tipo Ia causada por acreción de material produciría una emisión de rayos-X significativa antes de la explosión, mientras que una supernova de fusión de dos enanas blancas crearía significativamente menos.

Para ver qué escenario era probable que causara las supernovas de Tipo Ia, Gilfanov y su equipo usaron el Observatorio Chandra para observar cinco galaxias elípticas cercanas y la región central de la Galaxia de Andrómeda (o M31). Los científicos encontraron que la emisión observada de rayos-X era un factor de 30 a 50 veces menor de lo esperado para un escenario de acreción, descartando de forma efectiva este mecanismo y haciendo que las fusiones de enanas blancas sean el principal sospechoso en estas galaxias.

"Nuestros resultados sugieren que casi todas las supernovas en las galaxias que hemos estudiado proceden de la fusión de dos enanas blancas", dijo el miembro del equipo Akos Bogdan, también de Max Planck. "Esto, posiblemente, no es lo que esperaban muchos astrónomos". Esta sorpresa procede en parte del hecho de que parecen existir pocos sistemas de enanas blancas dobles, y que tales pares son difíciles de ver incluso con los mejores telescopios.

"Ahora este camino a las supernovas tendrá que investigarse en más detalle", dijo Gilfanov.


La diferencia entre estos dos escenarios puede tener implicaciones sobre cómo pueden usarse estas supernovas como 'candelas estándar' para medir las vastas distancias cósmicas. Normalmente se piensa que las supernovas de Tipo Ia son excelentes guías de distancia debido a que pueden verse desde lugares remotos y siguen un fiable patrón de brillo.

Pero dado que las enanas blancas pueden aparecer en un rango de masas, esto significa que la fusión de dos de ellas podría dar como resultado explosiones que varíen en brillo.

Una pregunta que sigue sin respuesta es si este disparador que parece provocar las supernovas de Tipo Ia en las galaxias elípticas también es la mecha de estas explosiones estelares en galaxias espirales.

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Enanas blancas cálidas podrían revelar la "materia oscura inelástica"

Las observaciones directas de la materia oscura -la sustancia que se cree que cuenta con el 80% de la materia del Universo- son superficiales, en el mejor de los casos. Algunos experimentos han encontrado lo que parecen señales similares a las de materia oscura, mientras que otros que buscan en el mismo rango de parámetros no han encontrado nada. Aunque hay un hipotético candidato a la materia oscura, conocido como materia oscura "inelástica", que podría reconciliar tales resultados y ahora dos equipos de físicos han propuesto nuevas formas de ver si existe.

La historia de la "materia oscura inelástica" comienza aproximadamente un kilómetro bajo la montaña Gran Sasso en Italia, que es el hogar del experimento subterráneo DAMA. Allí, un conjunto de detectores espera observar los destellos de luz predichos cuando una partícula de materia oscura impacta con un núcleo del experimento. Aunque tales colisiones son muy raras, en teoría debería haber más destellos en verano, cuando la Tierra orbita contra el predominante 'viento' de materia oscura de nuestra galaxia.

El equipo de DAMA reclamó la primera de tales señales en 2000, y a lo largo de la década ha incrementado continuamente su precisión. En los análisis más recientes, los investigadores afirman tener pruebas de partículas de materia oscura en una significación estadística de 8,9 sigma o, dicho de otra forma, casi tan preciso como se podría esperar.

Estos resultados, no obstante, no han convencido a muchos físicos. Parte del problema es que podría haber algún otro factor que lo module con las estaciones, imitando por tanto la señal tan buscada de materia oscura. Pero más problemático es que otros experimentos de detección directa -CDMS en los Estados Unidos o ZEPLIN en el Reino Unido, por ejemplo- no han encontrado señales que encajen usando detectores diferentes.

Para solventar esto, algunos físicos han propuesto distintos tipos de materia oscura que interactuarían sólo con los detectores de DAMA. Uno de estos, la materia oscura inelástica, fue propuesto en 2001 por David Smith de la Universidad de California en Berkeley y Neal Weiner de la Universidad de Washington. Al contrario que la materia osura "elástica" normal, la inelástica se haría más pesada cuando impacta con un núcleo atómico de suficiente masa. Por lo que debido a que el yoduro de sodio tiene el núcleo más masivo, sólo DAMA sería capaz de dar a la materia oscura inelástica el salto de masa que le permita dispersarse y producir los destellos reveladores.

Ahora, dos grupos independientes han tratado de encontrar formas de observar la materia oscura inelástica en un lugar fuera del laboratorio: en las viejas estrellas enanas blancas. Las enanas blancas son las formas tenues y compactas que adoptan la mayor parte de estrellas en sus últimos años, cuando envejecen y se enfrían. Las más frías y viejas tienden a residir en los centros de las galaxias, o en regiones de alta densidad de materia oscura.

Los dos grupos -uno que incluye a Dan Hooper y sus colegas del Fermilab en los Estados Unidos; y el otro a Matthew McCullough de la Universidad de Oxford y Malcolm Fairbairn del King’s College de Londres en el Reino Unido- han calculado cómo debería interactuar la materia oscura con los núcleos atómicos de una vieja enana blanca cuando es acelerada hacia ella por las enormes fuerzas gravitatorias de la estrella. De acuerdo con sus cálculos, la materia oscura inelástica debería interactuar con mucha más fuerza que la materia oscura elástica, lo que significa que la estrella acabaría absorbiendo mucha más. Y esta masa añadida podría significar a su vez que la temperatura de la estrella se mantiene un poco más alta, alrededor de 7.000 K en oposición a los 3.000 K.

"Si miras (a una región densa de materia oscura) y, en lugar de ver enanas blancas muy frías, ves enanas blancas a, digamos, seis o siete mil Kelvin, entonces puede decir, hey, tal vez esas enanas blancas se estén enfriando, pero han llegado al mínimo y no pueden enfriarse más, debido a que la materia oscura inelástica las está calentando", explica Hooper. "Y esa sería una prueba de la materia oscura inelástica".

Ambos grupos sugieren una búsqueda de enanas blancas inusualmente calientes como medio de encontrar pruebas de materia oscura inelástica, aunque hay diferencias entre sus estudios. Mientras que McCullough y Fairbairn se han centrado en las regiones cerradas de estrellas estrechamente ligadas conocidas como cúmulos globulares, el grupo de Hooper cree que hay mayores densidades de materia oscura en los centros galácticos, lo cual haría la búsqueda de enanas blancas más fácil. Aún así, McCullough señala que el tema no está zanjado. "Sin importar los detalles de la estimación de la cantidad de materia oscura, es un escenario muy interesante buscar pruebas de materia oscura inelástica", añade.

Weiner -ahora en la Universidad de Nueva York- está de acuerdo con el grupo de Hooper en que los centros galácticos presentan las regiones más prometedoras para probar la hipótesis. No obstante, también cree que las observaciones de las enanas blancas viejas podrían usarse para cartografiar las distribuciones de materia oscura una vez que los experimentos de detección directa hayan encontrado la auténtica naturaleza de las partículas de materia oscura. "En lugar de ser test para las teorías de materia oscura, (las enanas blancas) pueden convertirse en excelentes sondas de la estructura del halo de materia oscura de la galaxia", comenta. "Puede ser que la verdadera importancia de estos trabajos lleguen después de que conozcamos qué es la materia oscura, lo cual es un proyecto realmente apasionante".

Imagen: Nebulosa planetaria NGC 3132, en el centro puede observarse una enana blanca.

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Descubren un planeta gigante en torno a un inestable sistema binario

Prevén que en unos miles de años ese planeta será testigo de una violenta actividad entre las dos estrellas que forman el sistema.


Un equipo de astrónomos chinos ha descubierto un planeta gigante cerca del exótico sistema binario estelar mixto QS Virginis. Aunque durmientes en la actualidad, en el futuro las dos estrellas despertarán en unos miles de años en una violenta actividad, de la que este planeta, primero en ser descubierto en un sistema de este tipo, será testigo de excepción. El profesor Shengbang Qian del Observatorio Yunnan dirige al equipo científico que publica su trabajo en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

QS Virginis se localiza en dirección de la constelación de Virgo y está a unos 157 años luz del Sol. El sistema está compuesto de una fría estrella enana roja y de otra caliente y densa enana blanca (un objeto parecido al resto que dejará el Sol al final de su vida). Las dos estrellas distan entre sí unos 840.000 kilómetros, equivalente a dos veces la distancia de la Tierra a la Luna. Al estar tan cerca se desplazan una alrededor de la otra, tomando sólo 3 horas y 37 minutos en describir la órbita. Ningún telescopio en la Tierra puede contemplarlas de forma separada, pero su particular movimiento elíptico confiere una caída periódica en el brillo del sistema.

En muchas binarias cercanas, descritas como "variables cataclísmicas" (VC), el material fluye desde una de las estrellas hasta su compañera más densa. Las estrellas de QS Virginis están sólo un poco más apartadas como para que este fenómeno ocurra y representan sólo una VC "hibernante" relativamente tranquila por el momento.

El equipo del profesor Qian observó en detalle la forma en que la luz de QS Virginis fluctuaba a lo largo de cada órbita (en la imagen). Cronometrando, encontraron que la duración de la órbita cambiaba de forma periódica, adelantándose o retrasándose.

Este cambio se explica por un tercer objeto no detectado que ejerce un empuje gravitacional sobre las dos estrellas, de forma que a veces la luz tiene que viajar un poco más y otras algo menos para alcanzarnos. De sus medidas, el equipo chino dedujo que se trataba de un planeta gigante, con un mínimo de 6,4 veces la masa de Júpiter, y a una distancia de 4,2 veces la que separa el Sol de la Tierra, unos 630 millones de kilómetros.

El nuevo planeta es el primero en ser encontrado en órbita alrededor de una pareja de estrellas de este tipo. Aunque inhabitable con casi total certeza, un hipotético observador vería un par de pequeños soles, uno rojo y otro blanco apareciendo muy cerca entre sí en el cielo.

Pero las cosas no serán así para siempre. La estrella enana roja está siendo frenada por la interacción de su viento estelar con el campo magnético. A medida que pierde energías se mueve más despacio acercándose a la enana blanca. En algún momento, en un plazo de 5.000 años, estarán tan cerca que el hidrógeno empezará a ser expulsado de la enana roja hacia su compañera, al modo de los sistemas VC.

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Un astrofísico relata que hay agua en estrellas moribundas

El astrofísico y gestor del Observatorio Astronómico de Forcarei, Luis Felipe Miranda, explicó ayer cómo su grupo de investigación encontró agua en una estrella moribunda y abrió una nueva línea de trabajo a nivel mundial en un acto organizado por la Universidad de Vigo en la Barrié.


El Sol tiene una edad de 5.000 millones de años y le quedan otros tantos años de vida hasta que cambie de fase evolutiva y se convierta en una estrella gigante roja, momento en el que perderá prácticamente toda su atmósfera y en el que podría devorar a los planetas más cercanos incluida la Tierra.

De estrellas se volvió a hablar ayer en Vigo, en la Fundación Pedro Barrié de la Maza, dentro de los actos organizados por la Universidad de Vigo por la Semana de la Ciencia y en el apartado de Astrofísica.

Si el sábado se celebró un espectáculo de cuentos y coplas en colaboración con el CSIC, ayer se cerró el programa con una conferencia del astrofísico Luis Felipe Miranda, científico titular del Consejo Superior de Investigaciones Científicas en el Instituto de Astrofísica de Andalucía y que actualmente colabora con el grupo de Astrofísica de la Universidad de Vigo en calidad de gestor del Observatorio Astronómico de Forcarei.

Miranda explicó la evolución de las estrellas como el Sol y de cómo siguen un mismo camino hasta convertirse en enanas blancas. Pero también relató un descubrimiento que realizó su grupo de investigación, por el cual detectaron agua en la fase de nebulosa planetaria. "En el año 2001 un grupo del que yo formaba parte descubrió agua en una nebulosa planetaria, un hecho que era impensable hasta entonces porque no se contemplaba para nada dentro de las ideas o las teorías de la evolución estelar tardía", explica el astrofísico, Luis Felipe Miranda. Fueron los pioneros a nivel mundial y actualmente siguen siendo líderes en la búsqueda de agua en nebulosas planetarias.

En 2009 se celebra el Año Internacional de la Astronomía, coincidiendo con una efeméride: hace 400 años que Galileo Galilei apuntó por primera vez al cielo con un telescopio. La Universidad de Vigo también se sumó a esta celebración, al participar en los actos del fin de semana con el Consejo Superior de Investigaciones Científicas y con la conferencia de ayer.

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Descubren dos cuerpos con atmósfera rica en oxígeno

Fueron descubiertos dos cuerpos celestes con atmósferas ricas en oxígeno, pero no se trata de planetas, sino de dos estrellas enanas blancas.


Científicos ingleses y alemanes descubrieron dos estrellas enanas blancas del tamaño de la Tierra con atmósferas y con oxígeno en abundancia, según reveló un estudio que publica la revista Science.

El hecho de que sean estrellas enanas blancas y no planetas similares a los del Sistema Solar significa que no podrían albergar vida, señalan los científicos de la Universidad de Warwick, en el Reino Unido, y de la Universidad de Kiel, en Alemania.

Por ello, para cualquiera que busque un hogar potencial para la vida fuera de la Tierra, la noticia no es muy alentadora, ya que no son planetas. Las dos estrellas fueron identificadas como SDSS 0922+2928 y SDSS 1102+2054 y se encuentran a una distancia de 400 y 220 años luz de la Tierra, respectivamente.

Según los científicos, ambas son los restos de estrellas masivas en el extremo final de su evolución tras haber consumido el material que era el combustible de su fusión nuclear.

Los modelos teóricos sugieren que las estrellas masivas (7 ó 10 veces la masa de nuestro Sol) consumirán su hidrógeno, helio y carbono para terminar como enanas blancas que tienen una corteza rica en oxígeno o para convertirse en estrellas neutrónicas.

De acuerdo con el estudio, la existencia de estas dos enanas blancas ricas en oxígeno es una importante confirmación de los modelos teóricos. Sin embargo, el estudio indica que casi todas las enanas blancas están envueltas por capas de hidrógeno y/o helio que impiden la visión directa del núcleo. Al reducirse el velo de hidrógeno, los científicos indicaron que se podría detectar oxígeno en la superficie de la enana blanca.

Con esa idea, los astrofísicos utilizaron datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), un estudio de más de 100 millones de objetos que usa el observatorio de Apache Point, en Nuevo México, para detectar a las enanas blancas y su oxígeno atmosférico.

"La superficie abundante en oxígeno implica que estas enanas blancas están mostrando su núcleo y que es posible que sean descendientes de las estrellas más masivas de su clase", indicó Boris Gänsicke, astrofísico de la Universidad de Warwick.

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Descubren una piedra Rosetta celeste

El telescopio espacial de rayos-X de la ESA, XMM-Newton, ha descubierto una 'piedra Rosetta celeste': un primer plano de una enana blanca, en órbita alrededor de otra estrella, que podría explotar en un tipo particular de supernova en unos pocos millones de años. Estas supernovas se utilizan como balizas para medir las distancias cósmicas y, en última instancia, comprender la expansión de nuestro Universo.

Los astrónomos han estado siguiendo la pista de este misterioso objeto desde 1997 cuando descubrieron que algo estaba emitiendo rayos-X cerca de la brillante estrella HD 49798. Ahora, gracias a la gran sensibilidad de XMM-Newton, han podido seguir al misterioso objeto a lo largo de su órbita. La observación ha demostrado que se trata de una enana blanca, el corazón muerto de una estrella, emitiendo rayos-X en el espacio.

Sandro Mereghetti, del INAF-IASF de Milán, Italia, y sus colaboradores también han descubierto que ésta no es una enana blanca ordinaria. Han medido su masa y han descubierto que es más de dos veces mayor de lo que se esperaban. La mayoría de las enanas blancas aglutinan 0.6 masas solares en un objeto del tamaño de la Tierra. Esta enana blanca en particular contiene contiene al menos el doble de esa masa pero tiene un diámetro que es la mitad del de la Tierra. También rota sobre sí misma una vez cada 13 segundos, la tasa más rápida de cualquier enana blanca conocida.

La determinación de la masa es fiable porque los datos del seguimiento realizado por XMM-Newton han permitido a los astrónomos utilizar el método más robusto para 'pesar' una estrella, un método basado en la Ley de la Gravitación Universal enunciada por Isaac Newton en el siglo XVII. Seguramente, la enana blanca ha adquirido su inusual masa robando gas de la estrella a la que acompaña, en un proceso conocido como acreción. Con una masa de 1.3 veces la de nuestro Sol, la enana blanca se está acercando a un límite peligroso.

Cuando tenga más de 1.4 masas solares, la enana blanca puede explotar, o bien colapsarse para formar un objeto todavía más compacto conocido como estrella de neutrones. La explosión de una enana blanca es la principal explicación para el origen de las supernovas de tipo Ia, unos objetos brillantes que son utilizados por los astrónomos como puntos de referencia para medir la expansión del Universo. Hasta ahora, los astrónomos no habían sido capaces de encontrar una enana blanca adquiriendo masa en un sistema binario en el que la masa se pudiese determinar con tanta precisión.

"Esta es la piedra Rosetta de las enanas blancas en sistemas binarios. Nuestra precisa determinación de las masas de las dos estrellas ha sido fundamental. Ahora podremos estudiarla con más detalle y tratar de reconstruir su pasado, de forma que podamos calcular su futuro", comenta Mereghetti.

Su futuro será espectacular. Se cree que la estrella explotará en unos pocos millones de años. Aunque está suficientemente lejos como para no suponer ningún peligro para la Tierra, está suficientemente cerca como para convertirse en un espectáculo celeste extraordinario. Los cálculos sugieren que brillará inicialmente con la intensidad de la luna llena y que será tan brillante que podrá ser observada a simple vista en pleno día.

Nuestros descendientes podrán ver un fantástico espectáculo. Gracias a XMM-Newton, podemos empezar a imaginárnoslo.

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Las Novas

Las novas son fenómenos explosivos que ocurren en sistemas estelares dobles, y que pueden repetirse más de una vez sin destruir la estrella.


Seguro que todos han oído hablar de las supernovas, y puede que incluso de las hipernovas, pero, ¿conocen a su pariente más modesto, las novas? Se trata de un fenómeno explosivo muy poderoso que, aunque no puede competir en intensidad con las versiones "súper" e "híper", presenta características sorprendentes e incluso ventajosas con respecto a éstas.

El nombre "nova" procede de un pequeño libro titulado De stella nova (1573), escrito por el astrónomo danés Tycho Brahe a partir de su descubrimiento de la supernova SN 1572. Aunque se trataba de una supernova y no de una nova, los términos fueron intercambiables durante siglos y hasta los años treinta del siglo pasado no se establecieron las diferencias entre ambos fenómenos: supernova es el nombre que recibe la última fase en la evolución de las estrellas muy masivas (diez veces mayores que el Sol) cuando, una vez agotado su combustible, se derrumban sobre sí mismas y producen una explosión que puede superar la luminosidad de la galaxia que las alberga.

Enanas blancas

Existe, no obstante, otro tipo de supernovas que se crea a partir de la explosión de una enana blanca en un sistema de dos estrellas. Estas últimas sí que muestran similitud con las novas, que también se producen en un sistema binario en el que una de las componentes es una enana blanca, y el proceso es el siguiente: las enanas blancas son los restos de una estrella como el Sol que, incapaz de generar energía, ha expulsado su atmósfera y conserva un núcleo muy compacto. En condiciones normales se enfriará y perderá de vista, pero si tiene una compañera cercana puede atraer el gas de su atmósfera, que se va acumulando en un disco. Cuando el material robado alcanza determinado volumen (más o menos una cienmilésima parte de la masa de nuestro Sol), la presión en la base del disco se eleva tanto que se desata una explosión nuclear que expulsa las capas externas y produce un aumento de brillo tan intenso que algunas hasta pueden verse a simple vista. Tras unos pocos días el brillo comienza a descender y en unos meses vuelve a su nivel antes de la explosión. Entonces, la enana blanca, de nuevo hambrienta, retoma su dieta anterior (siempre que su compañera pueda proveerle materia) y vuelve a formar un disco.

Novas recurrentes

Se cree que, visto el proceso, todas las novas experimentarán a lo largo de su vida varias explosiones, quizá con intervalos de varios miles de años. Sin embargo, existe un reducido grupo -tan reducido que sus integrantes pueden contarse con los dedos de las manos-, las denominadas novas recurrentes, que sufren explosiones mucho más a menudo. En 2006, astrónomos aficionados informaron de que una estrella débil, RS Ophiuchi (RS Oph), se había vuelto visible en el cielo sin la ayuda de telescopios. RS Oph es una vieja conocida que, a lo largo de poco más de un siglo de observaciones, ha experimentado varias explosiones con una frecuencia bastante irregular: 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 y 2006. Se trata de un sistema estelar binario formado por una enana blanca y una gigante roja que giran muy próximas una alrededor de la otra. Tiene, además, otra particularidad: la gigante roja está perdiendo gran cantidad de materia en forma de viento estelar que envuelve todo el sistema. Como resultado, la explosión de la enana blanca se produce dentro de esta atmósfera de la gigante roja, y el gas expulsado choca contra ella a gran velocidad (se han calculado temperaturas de unos cien millones de grados -diez veces mayores que las del núcleo del Sol- para un fenómeno semejante).

Expulsión de materia

Otra curiosa integrante del exclusivo grupo de novas, T Pyxidis, tuvo su último momento de gloria en 1967. Con una frecuencia de estallidos bastante regular (más o menos cada veinte años), ha desmentido lo que las novas parecían tener en común: la expulsión de materia en forma de "cascarón". Aunque los telescopios terrestres mostraban una burbuja de gas alrededor de la estrella como producto de su última explosión, el Telescopio Espacial Hubble la examinó más detenidamente y vio que en realidad se trataba de un conjunto de más de dos mil burbujas gaseosas, algunas del tamaño de nuestro Sistema Solar, que podrían deberse a las colisiones entre el material recién expulsado (que se mueve muy rápido) y los restos fósiles (más lentos) de explosiones anteriores. Además, T Pyxidis mostraba un par de chorros de material que emanaban de las regiones centrales del disco alrededor de la enana blanca, algo tan inesperado como inusual.

Los datos de que disponemos de las pocas novas recurrentes conocidas apenas permiten generalizaciones, pero parece que sobresalen ciertas características: la enana blanca debe estar cerca del límite máximo de masa para estos objetos (situado en 1,4 masas solares) y tiene que ser capaz de robar materia a su compañera a buen ritmo. Así, aunque los estallidos no puedan competir en violencia con los de las supernovas o hipernovas, las novas guardan cierta ventaja: al contrario de sus parientes, no se destruyen con la explosión, lo que les permite volver a sorprendernos cada cierto tiempo.

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