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| Impresión artística de HD265435 en 30 millones de años. (Universidad de Warwick/Mark Garlick) |
Un candidato a supernova Ia progenitor de una enana blanca "sub-enana" caliente
Una estrella binaria situada a tan solo 1.500 años luz de distancia está avanzando en espiral hacia un espectacular final.
HD265435 está formada por un tipo de estrella muerta llamada enana blanca y su compañera binaria; están orbitando tan cerca la una de la otra, que la enana blanca está sorbiendo material de la otra estrella. En algún momento, según la teoría, la enana blanca ganará tanta masa que dejará de ser estable y explotará en una tremenda supernova.
Eso no ocurrirá hasta dentro de un tiempo, pero el descubrimiento de una binaria condenada de este tipo es una rareza, dice un equipo de científicos dirigido por la astrónoma Ingrid Pelisoli, de la Universidad de Warwick, en el Reino Unido; el hallazgo puede ayudarnos a comprender mejor los procesos que conducen a estos increíbles acontecimientos.
Esto es importante, porque el tipo de supernova que provocará esta estrella inestable es lo que llamamos una vela estándar, una de las herramientas clave que utilizamos para medir las distancias cósmicas.
Las estrellas se pasan la vida (lo que llamamos la secuencia principal) fusionando elementos a elementos más pesados en sus núcleos, pero no tienen un suministro infinito. Con el tiempo, se quedarán sin elementos que puedan fusionar y morirán, expulsando su material exterior. Dependiendo de la masa de la estrella, pueden ocurrir varias cosas en ese momento.
En la mayoría de las estrellas, el núcleo colapsará en un objeto ultradenso, y lo que sea ese objeto dependerá de la masa de la estrella progenitora de la secuencia principal. Para las estrellas de más de 30 veces la masa del Sol, será un agujero negro. Para las estrellas de entre 8 y 30 masas solares, será una estrella de neutrones. Y para las estrellas de menos de 8 masas solares (incluido nuestro Sol), será una enana blanca.
Estas estrellas siguen brillando con un calor residual, y tardan mucho, mucho tiempo en enfriarse hasta la oscuridad. Lo único que impide que colapsen por completo bajo su propia gravedad es la presión de degeneración de los electrones. A un determinado nivel de presión, los electrones se desprenden de sus núcleos atómicos. Como los electrones idénticos no pueden ocupar el mismo espacio, estos electrones suministran la presión hacia el exterior que mantiene la estrella intacta.
Esto también tiene un límite. Por encima de 1,4 veces la masa del Sol, o el límite de Chandrasekhar, la enana blanca se vuelve tan inestable que vuelve a morir, explotando en una supernova de tipo Ia. Esto puede ocurrir cuando la enana blanca orbita tan cerca de una compañera binaria que absorbe material de la otra estrella, lo que la hace superar el límite de Chandrasekhar.
Pero existe una curiosa discrepancia entre el número de remanentes de supernovas de tipo Ia observados y el número de candidatos a progenitores de tipo Ia: simplemente no hemos encontrado tantos progenitores como debería haber, basándonos en el número de remanentes observables.
Por eso HD265435 es tan emocionante. Con su distancia de 1.500 años luz, es el progenitor de tipo Ia más cercano conocido, lo que significa que tenemos la oportunidad de estudiarlo en detalle.
"Podemos estimar cuántas supernovas habrá en nuestra galaxia a través de la observación de muchas galaxias, o a través de lo que sabemos de la evolución estelar, y este número es consistente", dijo Pelisoli.
"Pero si buscamos objetos que puedan convertirse en supernovas, no tenemos suficientes. Este descubrimiento fue muy útil para poner una estimación de lo que pueden aportar las subenanas calientes y las enanas blancas binarias. Todavía no parece ser mucho, ninguno de los canales que observamos parece ser suficiente".
La binaria en sí es fascinante. Está formada por la enana blanca y una subenana caliente, siendo esta última una gigante roja que ha expulsado sus capas exteriores y está a punto de empezar a fusionar helio, al haberse quedado sin hidrógeno. Esta subenana caliente es pequeña, sólo 0,6 veces la masa del Sol, pero extremadamente brillante, tanto que eclipsa completamente a la enana blanca. No podemos ver la enana blanca en absoluto.
Pelisoli y su equipo identificaron la binaria por los cambios de brillo en la subenana caliente. Estos cambios sugieren que la subenana caliente está siendo arrastrada en forma de lágrima por algo masivo muy cercano a ella.
Analizando cuidadosamente los cambios de brillo, los investigadores pudieron inferir lo que está ocurriendo. Una enana blanca de la misma masa que el Sol está orbitando la subenana caliente cada 100 minutos más o menos, lo suficientemente cerca como para estar desviando material de la subenana y tirando de su atmósfera.
Juntos, las masas de los dos objetos superan el límite de Chandrasekhar, lo que significa que debería producirse una supernova de tipo Ia... en unos 70 millones de años. Antes de que eso ocurra, la subenana blanca se quedará sin material para fusionarse y se convertirá en una segunda estrella enana blanca.
Este descubrimiento podría ayudarnos a comprender un enorme problema de la cosmología. Como la masa de Chandrasekhar está dentro de un rango conocido, las supernovas de tipo Ia tienen un brillo intrínseco determinable. Esto significa que podemos utilizarlas para trazar un mapa de distancias en el Universo local, pero para ello utilizamos varios métodos, y los distintos métodos nos dan resultados diferentes para la tasa de expansión del Universo.
"Cuanto más entendamos cómo funcionan las supernovas, mejor podremos calibrar nuestras velas estándar. Esto es muy importante en este momento porque hay una discrepancia entre lo que obtenemos con este tipo de vela estándar y lo que obtenemos con otros métodos", dijo Pelisoli.
"Cuanto más entendamos sobre cómo se forman las supernovas, mejor podremos comprender si esta discrepancia que estamos viendo se debe a una nueva física que desconocemos y no tenemos en cuenta, o simplemente porque estamos subestimando las incertidumbres de esas distancias".
Fuentes, creditos y referencias:
La investigación se ha publicado en Nature Astronomy.