Recreación artística de un sistema binario masivo. La estrella más evolucionada (izquierda) se expande e interactúa con su compañera, transfiriéndole material rico en helio y alterando su composición química. Crédito: Gabriel Pérez Díaz (IAC)
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Un equipo internacional, liderado por un investigador predoctoral del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), revela que los elementos químicos más pesados en la superficie de las estrellas masivas más jóvenes proceden de sus compañeras más evolucionadas. El estudio se publica en la revista Astronomy and Astrophysics.
A lo largo de su vida, las estrellas producen energía mediante la fusión de elementos químicos en otros más pesados."Las estrellas son las grandes fábricas de elementos químicos del universo: a lo largo de su evolución toman losmás ligeros y los fusionan en otros más pesados, cambiando su composición original", explica Carlos Martínez-Sebastián, investigador predoctoral del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y doctorando de la Universidad de La Laguna (ULL) que ha liderado el estudio. "El problema es que, en el caso de las estrellas masivas, no entendemos cómo esos elementos llegan a la superficie, donde podemos observarlos", sentencia.
Las estrellas masivas son aquellas que superan en ocho o más veces la masa de nuestro Sol, y son capaces de morir en una supernova, dejando atrás una estrella de neutrones o incluso un agujero negro. «Son objetos de gran interés para la astrofísica; aunque son poco numerosos, tienen vidas muy rápidas y violentas que determinan lo que pasa a su alrededor.Si queremos entender cómo evolucionan las galaxias, cómo nacen otras estrellas o cuál es el origen de las ondas gravitacionales, necesitamos comprender las estrellas masivas», afirma Roberto Gamen, coautor del estudio y director del Instituto de Astrofísica de La Plata (IALP), en Argentina.
Durante décadas, se ha observado que algunas de estas estrellas masivas presentan en su superficie mucho más helio del esperado —su segundo elemento más abundante—, dando lugar a lo que se conoce como «la discrepancia del helio». Los modelos clásicos de evolución estelar individual no lograban explicarlo. Ahora, el equipo liderado desde el IAC aporta la evidencia observacional más sólida hasta la fecha de que la causa principal es la interacción con una estrella compañera en sistemas binarios.
"Las estrellas masivas son como un barraquito —comenta Sergio Simón-Díaz, coautor del estudio y líder del grupo de investigación de estrellas masivas del IAC–. Al principio está estructurado por capas, pero nosotros solo podemos analizar el líquido más superficial: la espuma de leche coronada por un poco de canela; no sabemos nada del licor y la leche condensada del fondo". Y añade: "Sin embargo, al mezclarlo, puedes encontrar todos los matices de su composición para entender que no es un simple café con leche. Del mismo modo, aunque en las estrellas masivas solo veamos su superficie, esta es suficiente para entender su historia evolutiva".
En el estudio, publicado en Astronomy and Astrophysics, el equipo analizó una muestra de 45 sistemas binarios espectroscópicos de una sola línea (aquellos en los que solo se detecta la luz de una de las dos estrellas) que contienen una estrella de tipo O (es decir, una masiva joven). Combinando datos sobre la abundancia de helio en la superficie con parámetros orbitales como el periodo y la excentricidad, identificaron un patrón claro: las estrellas que acumulaban más helio eran precisamente las que giraban muy pegadas a su compañera, completando su órbita en menos de 15 días.
Además, todas ellas presentan el comportamiento característico de las llamadas estrellas 'fugitivas' (runaways), aquellas que se mueven a gran velocidad respecto a su entorno, lo que apunta a que sus sistemas han sido perturbados por una previa explosión de supernova.
Animación de la evolución y transferencia de masa en un sistema binario masivo. En esta se ilustran las fases clave del proceso: la estrella más evolucionada, tras expandirse, transfiere gas rico en helio a su compañera, alterando su composición química superficial. La secuencia completa muestra cómo este ciclo culmina posteriormente con la violenta explosión de supernova de la estrella donante, un cataclismo que remodela drásticamente la órbita del sistema o puede llegar a destruirlo por completo. Crédito: Gabriel Pérez Díaz (IAC).
El estudio apunta a que el origen de la abundancia anómala está en una interacción previa. En un sistema binario, la estrella más masiva evoluciona más rápido, produciendo mucho más helio en el mismo periodo de tiempo. Además, también se expande más rápido, lo que puede llevar a una transferencia de material a su compañera. La estrella receptora acumula este material en su superficie, alterando su composición química. Posteriormente, la estrella más evolucionada puede explotar en una supernova, modificando la órbita del sistema o incluso destruyéndolo. "La interacción binaria es el mecanismo más plausible para explicar el enriquecimiento en helio que observamos en estas estrellas", concluye Martínez-Sebastián.
Los resultados tienen implicaciones directas para los modelos teóricos de evolución estelar, tanto los que describen estrellas individuales como los que tratan sistemas binarios, ya que obligan a revisar cómo se trata la mezcla química y el transporte de elementos en el interior de estas estrellas. Además, el enriquecimiento en helio se perfila como una nueva característica observacional para identificar estrellas que han pasado por una interacción binaria en el pasado, aunque ya no muestren señales evidentes de compañeras.
Este trabajo ha hecho uso de información proveniente de los proyectos IACOB, MONOS y OWN, centrados en la observación de estrellas masivas. Gracias al proyecto OCEANS —financiado por las Acciones Marie Skłodowska-Curie (del programa Horizonte Europa)— se han podido poner en contacto el personal investigador del IAC, la Universidad de La Laguna, el Instituto de Astrofísica de La Plata (CONICET-UNLP), el Observatorio Austral Europeo (ESO) y el Centro de Astrobiología (CSIC-INTA), reforzando las colaboraciones entre las distintas instituciones.
Artículo: C. Martínez-Sebastián et al., “The IACOB project. XVIII. Prevalence of short-period binaries among Galactic He-rich O stars”, Astronomy & Astrophysics, 2026. DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202661546
Contacto en el IAC:
Carlos Martínez-Sebastián, carlos.mtnez.sebastian [at] iac.es (carlos[dot]mtnez[dot]sebastian[at]iac[dot]es)
Sergio Simón-Díaz, segio.simon.diaz [at] iac.es (segio[dot]simon[dot]diaz[at]iac[dot]es)
Gonzalo Holgado, gholgado [at] iac.es (gholgado[at]iac[dot]es)
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