Natalia Ruiz Zelmanovitch

Hay sistemas de estrellas que se comen la una a la otra. Es decir, la masa fluye de un objeto al otro, sobreviviendo al proceso de pérdida y recuperación sucesiva de materia. Esta transferencia de masa se ve en muchas estrellas binarias, pero aún no se comprende en profundidad este fenómeno, ya que debido a su cercanía lo lógico sería que se fundieran en un solo objeto, cosa que, en este caso, no ocurre.

La mayor parte de las estrellas del universo son estrellas binarias, es decir, parejas de estrellas que giran una en torno a la otra. Además, muchas de ellas acaban sus vidas como enanas blancas, objetos con una masa de unas 0,5 masas solares y del tamaño de la Tierra. Se trata de mucha masa condensada en muy poco espacio, por lo que pertenecen a una clase denominada “objetos compactos”: remanentes de estrellas tan densos que muestran un estado de la materia que no podemos encontrar en la Tierra, la denominada “materia degenerada”. Dentro de los objetos compactos también encontramos las estrellas de neutrones y los agujeros negros estelares masivos, cuyo estudio es fundamental para saber más sobre estos estados de la materia.

Estudiar estas estrellas binarias nos ayuda a ampliar nuestro conocimiento sobre la física en las últimas fases de la evolución estelar, ya que son estrellas “muertas” (es decir, ya no hay reacciones nucleares en su interior) y un ejemplo de materia degenerada.

Las estrellas binarias pueden ser muy variadas, pero en nuestro caso, el objeto de estudio es un tipo muy concreto: las AM Canum Venaticorum (AM CVn), una clase de estrellas variables cataclísmicas. Nuestras parejas están formadas por dos estrellas enanas blancas en las que la masa fluye de un objeto al otro. Se cree que han sobrevivido a la sucesiva acreción mutua de masa, es decir, situaciones en las que la masa fluyó de un objeto a otro hasta tres veces: aún no se comprende en profundidad cómo es posible que el sistema sobreviva a los sucesivos episodios de pérdida de masa. Esta transferencia se ve en muchas parejas de estrellas binarias, especialmente cuando las dos estrellas están muy cerca la una de la otra y, en estos casos, lo lógico sería pensar que acabarían fundiéndose en una sola estrella que, tal vez, sobreviviría, pero que muy probablemente acabaría explotando como supernova Tipo Ia. Estudiando la manera en la que permanecen como estrella binaria, los investigadores esperan comprender qué objetos acaban fundiéndose unos con otros  y cuáles explotan como supernovas de Tipo Ia, importantes para trazar la expansión acelerada del universo.

Por último, estas parejas tienen un periodo orbital muy corto, a veces de menos de una hora, y son prolíficas emisoras de ondas gravitacionales en longitudes de onda largas. Estas perturbaciones en el espacio tiempo fueron predichas por la teoría de la Relatividad General de Einstein y su existencia fue confirmada indirectamente al trazar la evolución de la órbita de estrellas de neutrones y parejas de binarias formadas por este tipo de estrellas. Aún no se han detectado de forma directa estas ondas gravitacionales, pero se espera poder hacerlo en la próxima década  utilizando tanto instrumentos desde tierra, basados en la tecnología láser (como VIRGO y LIGO), o desde el espacio con satélites como eLISA, de la Agencia Espacial Europea (European Space Agency, ESA), cuyas principales candidatas de estudio son precisamente las estrellas AM CVn.

Transferencia de masa

Las simulaciones numéricas sobre la población de estos objetos nos dicen que la proporción de masa de las dos estrellas debería ser más extrema cuanto mayor sea el periodo de la binaria. Esto se debe a que, a medida que la masa fluye de una estrella a otra, el periodo va aumentando más y más en estos sistemas: lentamente se van separando, igual que la Tierra y la Luna se está alejando la una de la otra muy lentamente.

En las estrellas AM CVn, esta lenta ampliación de la órbita está acompañada por una transferencia de masa, que siempre va desde la estrella de menor masa a la estrella de mayor masa. Debido a esto, la diferencia de masa entre las dos estrellas se hace cada vez mayor. Para las estrellas AM CVn de mayor periodo (con un periodo orbital de en torno a una hora), a la estrella que pierde ya le queda muy poca masa, no más que unas pocas veces la masa de Júpiter. Desde que empezó el proceso, con unas 500 veces la masa de Júpiter, ha perdido un 99% de su masa inicial.

La zona estudiada es un punto brillante, la región en la que la masa que fluye desde la estrella más grande y de menor masa hacia la estrella más pequeña pero de mayor masa, golpea el exterior del disco gaseoso que rodea a la estrella más masiva. Dado que, literalmente, choca contra el disco, esta zona se calienta y resplandece con más intensidad, con lo cual puede utilizarse el movimiento de este punto brillante para estudiar la velocidad de distintas partes del sistema.

Observaciones con el Gran Telescopio CANARIAS (GTC)

Según Thomas Kupfer, del Departamento de Astrofísica/IMAPP, de la Universidad Radboud Nijmegen (Países Bajos), “por primera vez, gracias al GTC, podemos usar las líneas de helio para medir ciertas condiciones en el disco, como por ejemplo la temperatura. Esto no se había hecho hasta ahora”.

Hablamos de sistemas muy débiles que se orbitan mutuamente a gran velocidad. “Con periodos orbitales de ~30 minutos, estos sistemas son realmente pequeños: más o menos del tamaño del sistema Luna-Tierra o incluso más pequeños; solo un telescopio como GTC –añade René Ruten, investigador del GTC- puede proporcionar la calidad de datos que se necesita para este trabajo en un tiempo razonable. Dado que estos son sistemas aún relativamente calientes, son azules y, por tanto, brillan en longitudes de onda que pueden ser muy bien estudiadas por el instrumento OSIRIS”.

Pero eso no es todo, “los resultados  ofrecidos por el GTC –señala Kupfer- muestran claramente una muy inusual composición química en las binarias. La capacidad del GTC ha hecho posible detectar esas débiles líneas, una clave muy importante para comprender la evolución previa de estas estrellas binarias. Por el momento, estamos desconcertados por algunos de los resultados”.

Más información:

Este trabajo ha sido publicado en el artículo científico “Orbital periods and Accretion disc structure of four AMCVn systems”, hecho público en julio de 2013 en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Volume 432, Issue 3, p.2048-2060) y sus autores son T. Kupfer, del Departamento de Astrofísica/IMAPP, Universidad Radboud Nijmegen (Países Bajos); P. J. Groot, Departamento de Astrofísica/IMAPP, Universidad Radboud Nijmegen (Países Bajos) y División de Física, Matemáticas y Astronomía, Instituto de Tecnología de California (Pasadena, Estados Unidos); D. Levitan, División de Física, Matemáticas y Astronomía, Instituto de Tecnología de California (Pasadena, Estados Unidos); D. Steeghs, Departamento de Física, Universidad de Warwick (Coventry, Reino Unido); T. R. Marsh, Departamento de Física, Universidad de Warwick (Coventry, Reino Unido); R. G. M. Rutten, GRANTECAN (España); y G. Nelemans, Departamento de Astrofísica/IMAPP, Universidad Radboud Nijmegen (Países Bajos) e Instituto de Astronomía, KU Leuven (Bélgica).

Para este trabajo se utilizaron observaciones llevadas a cabo con el Telescopio William Herschel (ING) y con el instrumento óptico OSIRIS, instalado en el Gran Telescopio CANARIAS (GTC), en el Observatorio del Roque de Los Muchachos del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), en la isla canaria de La Palma.

El Gran Telescopio CANARIAS (GTC) es el telescopio óptico-infrarrojo más grande y uno de los más avanzados del mundo. Es una iniciativa liderada por el IAC y gestionada por la empresa pública GRANTECAN, participada por la Administración General del Estado (MINECO) y el Gobierno de Canarias, a través de los Fondos Europeos de Desarrollo Regional (FEDER) de la Unión Europea. Además, cuenta con la participación de México, a través del IA-UNAM (Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México) y del INAOE (Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica), y Estados Unidos, a través de la Universidad de Florida.

Publicación: “Orbital periods and Accretion disc structure of four AMCVn systems”

Imágenes

• Imagen 1 (jpg, 70 KB): Representación artística de un sistema binario en el que una estrella enana blanca absorbe la masa de su estrella compañera. Créditos: NASA
• Imagen 2 (236 KB): Representación artística con anotaciones en el que una estrella enana blanca absorbe la masa de su estrella compañera. Podemos ver el punto brillante, la región en la que la masa que fluye desde la estrella más grande y de menor masa hacia la estrella más pequeña pero de mayor masa, golpea el exterior del disco gaseoso que rodea a la estrella más masiva. Créditos: NASA

Imágenes científicas adicionales

• Imagen 3 (jpg, 137 KB): El promedio de los espectros de SDSS J1525 (arriba), SDSS J0129 (en el centro) and SDSS J1642 (abajo) obtenidos con el GTC. Las fuertes líneas de emisión de helio se originan en el disco del sistema. Las anchas líneas de absorción en  SDSS J1525 y SDSS J0129 provienen de la enana blanca en proceso de acreción. Se marcan con líneas discontinuas las características del espectro más destacadas.
• Imagen 4 (jpg, 229 KB): Seguimiento de los espectros (fila superior) y tomogramas Doppler de entropía máxima (fila inferior) de líneas seleccionadas de He I y He II de SDSS J0129. Se ven claramente el disco, el punto brillante y en algunas líneas, el pico central.

Contacto: rene.rutten [at] gtc.iac.es (René Rutten) - 922 425 720 ext: 747