Las estrellas nos parecen eternas.  en cada época del año Vemos las mismas constelaciones dispersas en el cielo nocturno. Sin embargo, cada una de las estrellas que las componen, esas inmensas esferas de gas extremadamente caliente, tiene un destino final. Y, curiosamente, ese destino está estrechamente vinculado con el origen de la propia luz que las hace brillar.

La luz de las estrellas emerge de sus capas de gas más externas, pero el verdadero origen de toda esa energía está en las regiones más internas (inaccesibles a la observación directa), donde el gas está muy caliente. Allí, los núcleos de los átomos están tan comprimidos que chocan frecuentemente y, a veces, terminan uniéndose (fusionandose) para transformarse, paulatinamente, en núcleos de átomos más pesados. Ese proceso, llamado fusión nuclear, libera la energía que hace brillar a las estrellas. De a poco, este proceso va cambiando la composición química de los interiores estelares.

Las estrellas con más cantidad de materia (más masa) tienen sus interiores extremadamente comprimidos por el peso de sus capas externas. Por eso fusionan sus núcleos atómicos más rápidamente y brillan mucho. El destino final de esas estrellas es una inmensa explosión, una supernova. Sin embargo, más del 95% de las estrellas de la galaxia no tienen tanta masa, por lo que su evolución terminará de una manera muy diferente. Entre las estrellas que no se volverán supernovas está nuestro Sol.

Una estrella de baja masa como el Sol fusiona núcleos de hidrógeno en su interior, formando helio. Tras miles de millones de años de brillo ininterrumpido, el hidrógeno disponible para hacer fusión nuclear se acaba y la estrella comienza a cambiar. Entonces, su tamaño crece dramáticamente, transformándose en una estrella gigante. En esa etapa, en su interior, el helio acumulado comienza a fusionarse en carbono y oxígeno. ¡Parecería que este ciclo de transformaciones no tuviera fin! Sin embargo, apenas el helio del núcleo se agote, los elementos resultantes (carbono y oxígeno) ya no podrán seguir fusionándose. La masa de la estrella no alcanza para comprimirlos lo suficiente e iniciar su fusión. Entonces empezará una fase de mucho desequilibrio en la estrella. La capas externas de la gigante se desprenderán y serán expulsadas al espacio. El resto de la estrella se comprimirá de una manera extraordinaria, para transformarse en una estrella enana blanca.

A diferencia de las estrellas que vemos en el cielo, las enanas blancas no brillan por fusión nuclear. Su luz se debe al lentísimo enfriamiento de su ardiente material estelar. Y como han perdido su capacidad de hacer fusión, el peso de sus capas de materia las comprime, dejándolas de un tamaño muy pequeño, comparable al de la Tierra. Sin embargo, en su reducido interior aún conservan cantidades enormes de materia. La masa de la mayoría de las enanas blancas es del orden de la mitad o un poco más que la masa actual de nuestro Sol. Entonces, tanta materia en un espacio tan pequeño resulta en un cuerpo de una densidad extraordinaria.

Nos preguntamos ¿cuánta masa pueden tener las enanas blancas? ¿Cuál de ellas se lleva el podio a la enana blanca con más masa? Resulta muy importante establecer ese límite de masa para una enana blanca que ha evolucionado de manera solitaria (si tuviera una compañera, en un sistema doble de estrellas, su evolución sería muy diferente). Conocer este límite de masa nos daría más certezas para mejorar notablemente los modelos de evolución estelar, y también nos aportaría aspectos nuevos sobre la extrañísima naturaleza de las enanas blancas.

Precisamente, ese es el objetivo perseguido por un equipo de investigadores conformado por expertos de Estados Unidos, Chile y Argentina, en un nuevo trabajo recientemente aceptado para su publicación por la prestigiosa revista científica "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society" (MNRAS) de Reino Unido. Los miembros argentinos de este grupo de astrónomos son los Dres. Alejandro H. Córsico y Leandro G. Althaus, investigadores del "Grupo de Evolución Estelar y Pulsaciones" del IALP (CONICET- UNLP) y docentes a la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (FCAG, UNLP). A ellos se suma el Dr. Francisco De Gerónimo (doctorado en FCAG y hoy trabajando en Chile). El trabajo se titula "WD J004917.14-25255681, the Most Massive Pulsating White Dwarf", y trata, justamente, del descubrimiento de "la enana blanca pulsante más masiva". El nombre de la estrella parece muy raro, pero recordemos que las enanas blancas son, a ojos humanos, objetos absolutamente extraños. ¡Así que, seguramente, su nombre es muy adecuado! Pero, para ahorrar espacio, la llamaremos "J0049-2525".

Primero, esta enana blanca es pulsante. Podemos imaginar esta pulsación como si tuvieramos una bola ardiente de materia que aumenta y disminuye de tamaño (¡mi imaginación me remonta al corazón crepitante de un demonio!). Pero esa analogía no es del todo cierta. En realidad, cuando algunas partes de su superficie suben, otras bajan, alternándose con diferentes ritmos o frecuencias. Se trata de "pulsaciones no radiales", porque no toda la estrella crece o decrece en dirección al radio estelar. Estas pulsaciones pueden ser detectadas midiendo sutiles variaciones de brillo en la estrella.

Entonces, para determinar las pulsaciones, los investigadores tomaron una secuencia enorme de mediciones del brillo de la enana blanca, usando el telescopio de 3,5 m del Apache Point Observatory (APO) en New Mexico (EEUU) y el telescopio Gemini Sur (Chile). Con estas observaciones, ellos detectaron dos frecuencias principales de oscilación, a partir de las cuales pudieron construir un modelo para J0049-2525. Por un lado, usaron el análisis minucioso de la variación del brillo (curva de luz) de la estrella. Por el otro, aplicaron modelos de Astrosismología, una disciplina de la Astrofísica que, con algunas similitudes al estudio de los sismos terrestres, puede interpretar las pulsaciones observadas para obtener información del casi inaccesible interior de la enana blanca.

El resultado de estos estudios fue sorprendente. ¡J0049-2525 sería la enana blanca pulsante más masiva que se conoce! Las enanas blancas pulsantes cuya masa se ha podido estimar tienen entre 1,1 y 1,23 veces la masa de nuestro Sol. En el caso de J0049-2525, la cantidad de masa dependería de la composición de su interior. Si fuera mayormente de carbono y oxígeno, su masa sería de 1,31 veces la masa del Sol: ¡récord absoluto! Pero si la estrella gigante progenitora hubiera tenido un poco más de masa y hubiera alcanzado a fusionar material hasta producir oxígeno y neón, la masa sería un poco menor, de 1,26 veces la masa del Sol.

Los investigadores indagaron entonces en el origen de esta singular estrella. No encontraron indicios de que se hubiera formado por la cohesión de dos estrellas (en un sistema binario o doble) por lo que, probablemente, sea el resultado de la evolución una única estrella. También encontraron que, posiblemente, un 99% de la materia interior de J0049-2525 está cristalizada. Es decir, por la enorme densidad de la materia, su estado ya no es gaseoso (como en una estrella común) ni líquido. Su interior es un enorme sólido, un cuerpo extremadamente rígido y duro.

Por ser un caso tan extremo, este trabajo abre nuevos interrogantes sobre las enanas blancas. El origen y el estado interior de esta estrella siguen siendo inciertos. El valor de la masa, 1,31 veces la masa del Sol, la acerca "riesgosamente" al valor de 1,44 veces la masa solar. Ese es el valor límite que, teóricamente obtuvo el célebre astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, que podría soportar una enana blanca. La acumulación de más masa que la fijada por ese límite causaría una violenta explosión (supernova de tipo Ia) y el colapso a una estrella de neutrones o un agujero negro.

Título del artículo: " WD J004917.14-25255681, the Most Massive Pulsating White Dwarf"

Autores: Mukremin Kilic (EEUU), Alejandro H. Córsico (IALP, CONICET-UNLP), Adam G. Moss y Gracyn Jewett (EEUU), Francisco C. De Gerónimo (Chile) y Leandro G. Althaus (IALP, CONICET-UNLP)

Enlace al artículo: https://arxiv.org/abs/2304.10330

Redacción de la nota: Dr. Roberto O. J. Venero