MARK GARLICK/SCIENCE PHOTO LIBRARYDurante las primeras horas del día 13 de diciembre de 1934, el astrónomo amateur John Philip Manning Prentice vio surgir en el cielo de Suffolk, interior de Inglaterra, una de las estrellas más brillantes del Hemisferio Norte. Apasionado por la observación de meteoros, Prentice sabía que había sido testigo un evento importante. Se subió a su coche y condujo durante algunas horas hasta llegar al Observatorio de Greenwich, donde les informó sobre el fenómeno a investigadores profesionales. Lo que Prentice había presenciado no había sido el nacimiento de una estrella, sino un raro suspiro de un sistema doble que actualmente define a toda una categoría de objetos celestes: las llamadas estrellas novas, cuyo brillo aumenta súbitamente centenas de miles de veces como consecuencia de una gran explosión. El comportamiento de este dúo de estrellas, estudiado continuamente durante los últimos 75 años, es ahora mejor comprendido gracias al trabajo de dos astrofísicos del sureño estado de Santa Catarina.
Raymundo Baptista, de la Universidad Federal de Santa Catarina, y Roberto Saito, actualmente investigador visitante de la Universidad Católica de Chile, pasaron los últimos cinco años analizando imágenes obtenidas en el Observatorio Palomar de California de esa estrella binaria que lleva el nombre de Nova Herculis por hallarse ubicada en la constelación de Hércules, que homenajea al mitológico héroe griego. Mediante el empleo de una técnica sofisticada destinada a evaluar la variación de brillo durante el eclipse causado por el paso de la estrella mayor y menos brillante delante de la menor y más luminosa, lograron reconstruir la configuración tridimensional de las estrellas y establecer el origen de los rápidos impulsos de luz detectados por los telescopios apostados en tierra.
Hoy en día se sabe que el impresionante aumento de brillo observado en 1934 fue el resultado de un evento pasajero, que se repite únicamente cada decenas de miles de años y vuelve alrededor de 200 mil veces más luminoso a ese dúo de estrellas en general invisible a simple vista. Lo que Prentice vio en el cielo de Inglaterra fue la más reciente explosión sufrida por la Nova Herculis, un fenómeno de proporciones catastróficas común en sistemas estelares dobles de pequeño porte en el ocaso de su vida. En dicha explosión, que a decir verdad ocurrió alrededor de 1.500 años antes (su luz tarda todo ese tiempo en llegar a la Tierra), la estrella principal conocida como enana blanca, un objeto con la masa del Sol comprimida en un volumen 60 veces menor, similar al de la Tierra expelió su capa más externa a velocidades altísimas hacia el medio interestelar. Remodelada, la enana blanca empezó a emitir cada 71 segundos pulsos de luz que, aunque son muchos menos intensos que el de la explosión, ocultan el brillo de su compañera.
Desde las primeras observaciones, astrónomos y astrofísicos de todo el mundo procuran entender una peculiaridad de la Nova Herculis: la variación en el ritmo de los pulsos de luz. De tiempo en tiempo, dichos pulsos, en general repetidos cada 71 segundos, pasan por una aceleración o desaceleración. Mediciones han mostrado que en determinada década la enana blanca emite pulsos de luz una vez cada 69,5 segundos, mientras que en otras el intervalo entre cada centelleo sube a 71,5 segundos. Medio segundo más o menos no representa diferencia para cualquier ser humano que lleva la vida presurosa de los días actuales. Pero representa mucho para una enana blanca, que gira a velocidades altísimas, y da así una vuelta sobre sí misma en tan sólo 71 segundos. Si la Tierra girase a la velocidad de la enana blanca de la Nova Herculis, el día empezaría y terminaría antes de que fuera posible caminar del living a la cocina para llenar una taza con café.
Las explicaciones apuntadas hasta hace muy poco parecían demasiado elaboradas. O requerían condiciones que por ser tan especiales son improbables. En una de ellas el aumento o la disminución del ritmo del brillo dependería de la presencia de una cantidad de masa mucho mayor que la existente en aquella región del espacio para acelerar o frenar el giro de la enana blanca. Era una situación incómoda, afirma Baptista, especialista en imágenes de estrellas. Pero no lo es más.
Canibalismo Con base en la reconstrucción de este sistema, Baptista y Saito lograron determinar la fuente de luz de la Nova Herculis y arribaron a una explicación mucho más sencilla y aceptable para la variación en el ritmo de su brillo. Después de la explosión por la cual se libra de la corteza, la estrella principal comienza a devorar a su compañera: el campo gravitacional de la enana blanca arranca las capas externas de la secundaria una estrella mayor, pero menos densa que la principal, que va deshaciéndose mientras hace un giro completo alrededor de la primera en 4 horas y 40 minutos. En este proceso de canibalismo espacial se forma un disco de gas caliente compuesto por partículas cargadas eléctricamente que nutre a la enana blanca. Campos magnéticos miles de veces más intensos que el del Sol orientan el gas del disco hacia los polos de la estrella primaria, donde el choque con la atmósfera origina un haz cónico de rayos X.
Pero había puntos por aclarar. No se sabía si había solamente un haz de luz o si existían dos, uno en cada polo, barriendo sentidos opuestos, como un faro portuario. También se creía que la luz detectada por los telescopios había sido originada directamente en los polos de la enana blanca. En un artículo publicado este año en Astrophysical Journal, Baptista y Saito solucionan las dos cuestiones con un solo modelo, más sencillo que los anteriores. Nuestros resultados indican que la enana blanca de la Nova Herculis emite dos haces de rayos X, que se bambolean a un ángulo muy cercano al plano del disco de gas, comenta Saito. Pero en la Tierra, solamente es posible ver la luz emitida por uno de ellos. Descubrieron también que la radiación detectada desde acá no es la emitida por el polo, sino la reflejada por el disco de gas que alimenta a la enana blanca. La energía de los haces de rayos X calienta el disco, que pasa a emitir otro tipo de luz. Es como si en lugar de ver la luz emitida por el faro, observásemos la luz reflejada por el mar que éste ilumina, compara Baptista.
Este nuevo modelo permite también comprender la variación en la frecuencia de los impulsos de luz. Lo que determina la velocidad de los impulsos de luz es la cantidad de masa suministrada por la estrella secundaria a la enana blanca, afirma Baptista. Cuando la estrella compañera pierde una cantidad mayor de materia, el borde más externo del disco se torna más espeso. En tanto, en los momentos en que el ritmo de degradación de la secundaria disminuye, el disco se vuelve más fino y estrecho. Como el gas gira en espiral a velocidades diferentes en la distintas franjas del disco cuanto más cerca de la enana blanca, más rápido gira el gas, el ritmo de los pulsos de luz varía. Es una explicación más simple y natural, dice Baptista. Esta respuesta, que parece ponerle fin a un misterio de 75 años, también ayuda a entender qué sucede con las estrellas binarias de pequeño porte similares a la Nova Herculis se calcula que corresponden a un tercio de los puntos brillantes en el cielo antes de apagarse definitivamente.
Artículo científico
SAITO, R. K.; BAPTISTA, R. Spin-cycle eclipse mapping of the 71 s oscillations in dq herculis: reprocessing sites and the true white dwarf spin period. The Astrophysical Journal. v. 693, p. L16-L18. mar 1. 2009.
