Mala astronomía | La estrella cuaternaria HD 74438 muestra a los astrónomos cómo pueden explotar las estrellas

A unos 460 años luz de la Tierra se encuentra el pequeño pero encantador cúmulo estelar IC 2391. Solo contiene unas 250 estrellas, pero una de ellas es especial… porque en realidad son cuatro estrellas, un sistema cuaternario. Los astrónomos que estudian este sistema ahora han demostrado que las interacciones complicadas entre las estrellas conducirán a una vida de ellas y tal vez, tal vez, a la muerte. Puede que no exploten como supernovas, pero nos muestran que no se necesita mucho para llevar un sistema así a una muerte catastrófica. [link to paper].

Las estrellas se conocen colectivamente como HD 74438, consideradas una sola estrella durante décadas. Sin embargo, se sospechó que algo andaba mal con esta estrella porque es mucho más brillante de lo que cabría esperar para el tipo de estrella que parece ser. No fue hasta 2017 que se reveló que era un sistema cuaternario; Los espectros tomados de HD 74438 mostraron que había cuatro estrellas allí, un par binario de estrellas que orbitaban un segundo par binario, lo que se llama un sistema jerárquico, un sistema compuesto por más sistemas pequeños. El cúmulo IC 2391 tiene solo unos 40 millones de años, lo que convierte a HD 74438 en el sistema cuaternario espectroscópico más joven conocido.

Los dos pares binarios son diferentes. Un par, llamado estrellas A y B, tienen aproximadamente 1,7 y 1,5 veces la masa del Sol, lo que las hace más brillantes que nuestra estrella. Juntos son unas 14 veces más brillantes que el Sol. Se orbitan entre sí en una elipse decentemente alargada una vez cada 21 días aproximadamente, con una distancia promedio de alrededor de 30 millones de kilómetros, o aproximadamente la mitad de la distancia entre Mercurio y el Sol.

Los otros binarios, las estrellas C y D, tienen aproximadamente la misma masa que el Sol, o tal vez un cabello menos. Están en una órbita mucho más estrecha entre sí, tardando solo 4,4 días en orbitar una vez a una distancia de alrededor de 10 millones de kilómetros.

Las estrellas C/D giran alrededor de las estrellas A/B cada 6 años. La órbita es muy elíptica, oscilando entre 450 millones y 1.200 millones de kilómetros, y ese resulta ser su destino.

Una estrella como el Sol crea energía al fusionar núcleos de hidrógeno en helio en su núcleo. Eventualmente, esto se desgasta, y en un proceso complicado, esto lleva a que la estrella se inflame hasta convertirse en una enorme gigante roja, que elimine sus capas externas y finalmente exponga su núcleo altamente comprimido y muy caliente al espacio. Llamamos a este objeto una enana blanca. ¡Puede tener tanta masa como el Sol, pero tener aproximadamente el mismo tamaño que la Tierra! Esto lo hace extremadamente denso, con un centímetro cúbico de materia enana blanca que tiene una masa de una tonelada. Sí.

Para las estrellas solitarias, ese es prácticamente el final de la historia. La enana blanca se desvanece durante miles de millones de años, y eso es todo.

Pero si la estrella está en un sistema binario, orbitada por una estrella aún normal, las cosas pueden ser muy diferentes. Puede extraer material de la otra estrella, que se acumula en la enana blanca. La inmensa gravedad de la enana blanca, cientos de miles de veces más fuerte que la de la Tierra, puede comprimir este material lo suficiente como para que sufra una fusión termonuclear, explotando como una bomba.

Puede explotar una enorme cantidad de energía, creando lo que llamamos una nova, que es miles de veces más brillante que el Sol. Pero si se fusiona suficiente material, la explosión puede ser tan grande que destroza toda la estrella, creando una supernova, ¡que puede ser 10 mil millones de veces más brillante que el Sol! Ka, y no puedo enfatizar esto lo suficiente, boom.

En general, la enana blanca debe acumular suficiente material para obtener aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol antes de que pueda explotar. Esto fue calculado por primera vez por el brillante astrónomo Subrahmanyan Chandrasekhar, por lo que lo llamamos el límite de Chandrasekhar.

Lo que nos lleva de vuelta a HD 74438. Eventualmente, las estrellas A y B se quedarán sin combustible, se convertirán en gigantes rojas y luego enanas blancas. Ninguno será lo suficientemente masivo como para explotar, y dada su órbita ahora, deberían estar lo suficientemente separados como para no separarse la materia.

… su órbita ahora. Los astrónomos han estado observando qué hará este sistema con el tiempo, cómo evolucionará. Usando simulaciones sofisticadas, encontraron algo sorprendente: la gravedad del par binario C/D empujará y empujará la órbita A/B con el tiempo, ¡haciendo que se fusionen en una sola estrella más masiva! Muestran que también es posible que suceda lo contrario, C y D se fusionarán debido a que la gravedad de A/B los desestabiliza.

Fusiones como esta no son desconocidas; Creemos que el objeto ridículamente genial V838 Monocerotis es una nube masiva de polvo y gas expulsada cuando dos estrellas se fusionaron. Eventualmente, la estrella más masiva se convertirá en una enana blanca. Las simulaciones para HD 74438 muestran que ni la enana blanca resultante de la fusión A/B ni la fusión C/D excederán el límite de Chandrasekhar. Agregaré que es posible que con el tiempo las dos enanas blancas se fusionen. Si lo hacen, excederán este límite y explotarán. No sucedería por mucho, mucho tiempo.

Entonces, si bien HD 74438 puede o no resultar en una supernova de este tipo dentro de miles de millones de años, muestra que hay otra forma en que podría ocurrir una explosión de este tipo. Sabemos que una enana blanca con una compañera normal puede explotar, o que dos enanas blancas en un binario pueden fusionarse y explotar, y ahora sabemos que un cuaternario jerárquico también podría hacerlo. Si las estrellas de HD 74438 fueran solo un poco más masivas, su destino como supernova, o supernovas, si los dos binarios fueran lo suficientemente masivos, estaría sellado.

Esta no sería una forma muy común de generar una supernova, pero nuevamente muestra que las enanas blancas por debajo del límite de Chandrasekhar pueden fusionarse e ir más allá del límite, y también que el Universo tiene muchas formas de hacer estallar estrellas. Estas explosiones crean elementos pesados ​​como el hierro y el calcio, y permiten que aparezca vida en el Universo, o al menos en nuestro caso en la Tierra. Es bueno saber que hay tantas maneras diferentes en que algo como esto podría suceder.

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