Una estrella binaria a solo 1.500 años luz de distancia se dirige en espiral hacia una ruina espectacular.
HD265435 consta de un tipo de estrella muerta llamada enana blanca y su compañera binaria; están orbitando unos a otros tan juntos que la enana blanca está sorbiendo material de la otra estrella. Con el tiempo, según la teoría, la enana blanca ganará tanta masa que dejará de ser estable y explotará en una tremenda supernova.
Eso no será por un tiempo todavía, pero el descubrimiento de un binario tan condenado es raro, 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 condujeron a estos increíbles eventos.
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 usamos para medir distancias cósmicas.
Las estrellas pasan sus vidas (lo que llamamos la secuencia principal) fusionando activamente elementos con elementos más pesados en sus núcleos, pero no tienen un suministro interminable. Eventualmente, se quedarán sin cosas que puedan fusionar y morir, expulsando su material exterior. Dependiendo de la masa de la estrella, pueden suceder varias cosas en este punto.
Para la mayoría de las estrellas, el núcleo colapsará en un objeto ultradenso, y cuál es ese objeto dependerá de la masa de la estrella progenitora de la secuencia principal. Para estrellas de más de 30 veces la masa del Sol, será un calabozo. Para estrellas entre aproximadamente 8 y 30 masas solares, será una estrella de neutrones. Y para las estrellas por debajo de las 8 masas solares (incluido nuestro Sol), será una enana blanca.
Estas estrellas aún brillan con calor residual y tardan mucho, mucho tiempo en enfriarse hasta la oscuridad. Lo único que les impide colapsar por completo bajo su propia gravedad es presión de degeneración electrónica
Eso también tiene un límite. Más de 1,4 veces la masa del Sol, o el límite de Chandrasekhar, la enana blanca se vuelve tan inestable que muere de nuevo, explotando en una supernova de Tipo Ia. Esto puede suceder cuando la enana blanca orbita tan cerca de un compañero binario que extrae material de la otra estrella, inclinándolo por encima del límite de Chandrasekhar.
Pero hay una curiosa discrepancia en la cantidad de remanentes de supernova de Tipo Ia observados y la cantidad de candidatos a progenitores de Tipo Ia; simplemente no hemos encontrado tantos progenitores como debería haber, según la cantidad de remanentes observables.
Es por eso que HD265435 es tan emocionante. A 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 mediante la observación de muchas galaxias, o mediante lo que sabemos de la evolución estelar, y este número es constante”. Pelisoli dijo.
“Pero si buscamos objetos que pueden convertirse en supernovas, no tenemos suficiente. Este descubrimiento fue muy útil para hacer una estimación de lo que pueden contribuir una subenana caliente y una enana blanca binaria. Todavía no parece ser mucho , ninguno de los canales que observamos parece ser suficiente “.
El binario en sí es fascinante. Consiste en la enana blanca y una subenana caliente, siendo esta última una gigante roja después de haber expulsado sus capas externas y está a punto de comenzar a fusionar helio, habiéndose quedado sin hidrógeno. Esta subenana caliente es pequeña, solo 0,6 veces la masa del Sol, pero extremadamente brillante, tan brillante que eclipsa por completo a la enana blanca. No podemos ver a la enana blanca en absoluto.
Pelisoli y su equipo identificaron el binario mediante cambios en el brillo en la subenana caliente. Estos cambios sugirieron que la subenana caliente está siendo empujada en forma de lágrima por algo masivo muy cerca de ella.
Al analizar cuidadosamente los cambios de brillo, los investigadores pudieron inferir lo que está sucediendo. Una enana blanca de aproximadamente la misma masa que el Sol orbita alrededor de la subenana caliente cada 100 minutos más o menos, lo suficientemente cerca como para extraer material de la subenana y deformar su atmósfera.
Juntas, 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 más o menos. Antes de que eso suceda, la subenana blanca se quedará sin material para fusionarse y convertirse en una segunda estrella enana blanca.
Este descubrimiento podría ayudarnos a comprender un problema masivo con la cosmología. Debido a que la masa de Chandrasekhar está dentro de un rango conocido, las supernovas de Tipo Ia tienen un brillo intrínseco determinable. Esto significa que podemos usarlos para mapear distancias en el Universo local, pero usamos varios métodos para hacer esto, y diferentes métodos nos dan diferentes resultados para la tasa de expansión del Universo.
“Cuanto más comprendamos 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 de este tipo de vela estándar y lo que obtenemos a través de otros métodos”. Pelisoli dijo.
“Cuanto más comprendamos cómo se forman las supernovas, mejor podremos entender 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 en esas distancias”. . “
La investigación ha sido publicada en Astronomía de la naturaleza.
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