Dos interesantes enanas

Carlos Allende Prieto / 31-01-2012

El par de estrellitas que mis colaboradores norteamericanos Mukremin Kilic y Warren Brown descubrieron hace unos meses son algo más que una curiosidad astronómica.

Imagínense dos estrellas muy compactas, dos enanas blancas, que orbitan una alrededor de la otra cada doce minutos, pero orientadas de modo que desde la Tierra las vemos pasar una por delante de la otra, eclipsándose. Como las enanas blancas son muy compactas, aunque tienen la masa de cien mil tierras (una fracción de la masa solar), su tamaño es similar al de una sola o, dicho de modo equivalente, son unas cien veces más pequeñas que el Sol.

Las dos estrellas orbitan en silencio, sin ni siquiera rozarse, a velocidades cercanas a los 600 km/s. La intensa aceleración que experimentan, eso sí, las deforma de manera visible. No son iguales y la diferencia de masa, una pesa el doble que la otra, lleva también asociada una diferencia de tamaño.

Al contrario de lo que pasa con las estrellas normales, como el Sol, cuanta más masa tiene una enana blanca, menor es su tamaño. La enana más masiva del par es tres veces más pequeña que la otra y además bastante más fría, lo que la hace prácticamente invisible, excepto cuando pasa por delante de su compañera, eclipsándola.

Pero, ¿cómo llegó este par de estrellas a una situación tan apretada? Las enanas blancas son lo que queda de las estrellas como el Sol cuando llegan al final de sus días. Durante su vida, las estrellas pierden masa por varios efectos, de modo que las enanas blancas tienen mucha menos materia que las estrellas originales (que llamaremos progenitoras en este artículo). Una estrella como el Sol produce al final una enana blanca cuya masa es sólo la mitad de la solar, y otra seis veces más masiva da lugar a una enana blanca con la masa del Sol.

Además, la masa de una estrella también determina su ritmo de producción de energía, o lo que es lo mismo, el ritmo al que quema hidrógeno, su combustible nuclear. Cuanta más masa tiene, más rápido gasta su hidrógeno, antes lo agota, y por tanto más corta es su vida. Una estrella como el Sol tiene una esperanza de vida de 9.000 millones de años. Una con diez veces más masa existe tan solo unos pocos millones de años; vive rápido y muere joven. A diferencia de ella, las estrellas más pequeñas que el Sol tienen una esperanza de vida de decenas de miles de millones de años. Como el Universo tiene tan solo unos 14.000 millones de años, todas las estrellas de baja masa que han nacido siguen todavía vivas.

El problema es que la estrella visible de nuestra pareja, la más grande y caliente, tiene tan solo dos décimas partes de la masa del Sol. Haciendo la cuenta de la vieja, resulta que la estrella progenitora de esta enana blanca debería poseer media masa solar o menos. A tal estrella, aunque hubiera nacido justo después del Big Bang, le correspondería estar vivita y coleando, en lugar de haber devenido una enana blanca.

La solución al misterio radica en que esta estrella no llevó una existencia solitaria, sino que la proximidad de su hermana hizo que ambas interaccionaran fuertemente (como suele ocurrir entre hermanas). Si bien es complicado estudiar los detalles de su relación, nuestros modelos simplificados indican claramente que uno de los inevitables resultados de esta interacción es una fuerte pérdida de masa. O sea, que las progenitoras de nuestras enanas blancas tuvieron en realidad más de una masa solar, lo que resuelve el problema.

Independiente de su intensa y ajetreada historia, el par de enanas blancas evolucionan a día de hoy en una fase de gran estabilidad. Ni se tocan ni se rozan en su rápido movimiento orbital. Sin aire ni otro material que las frene, podrían seguir orbitando de la misma manera por los tiempos de los tiempos.

Pero no.

De la misma manera que una partícula cargada emite ondas electromagnéticas al vibrar, la teoría de la relatividad de Einstein predice que una masa emite ondas gravitacionales al vibrar u orbitar. Estas ondas no han podido ser observadas de manera directa todavía, ya que las fuentes más intensas de las mismas, como nuestro par de enanas blancas, están muy lejos y en la Tierra la presencia de numerosas fuentes de ruido y vibraciones enmascaran la señal. Sin embargo, nuestro par de estrellas ofrece una manera de determinar, indirectamente, la existencia de estas ondas gravitacionales, ya que éstas suponen una fuga de energía en el sistema que, poco a poco, hace decaer su movimiento orbital. Y esto se puede medir.

Veamos.

La existencia de ondas gravitacionales implica que la órbita se va encogiendo, que la velocidad orbital de las enanas va acelerándose y que cada vez se reduce más el tiempo entre dos eclipses consecutivos. En tan solo un año, estimamos, una revolución que ahora lleva doce minutos se reducirá en una diezmilésima de segundo. Dicho de otra manera, el momento exacto en el que tendrá lugar un eclipse se adelantará varios segundos, algo muy fácil de medir con nuestros telescopios. Hace unos días me avisaron de que ya hay observaciones planeadas con el observatorio Gemini, en Hawái, y muy pronto tendremos una respuesta.

Este interesante par de enanas no sólo bate records, sino que además nos permitirá poner a prueba nuestras ideas sobre física fundamental. No estoy hablando de elucubraciones exóticas, sino de las herramientas con las que podemos hacer cálculos de gran utilidad, sin los cuales nuestro mundo de alta tecnología no puede avanzar. Por ejemplo, la gran precisión de los GPS actuales requiere medir el tiempo con una precisión de unos veinte nanosegundos (¡mil millonésimas de segundo!). Las correcciones de tiempo entre los relojes en los satélites utilizados en el sistema GPS y los de tierra predichas por la teoría de la relatividad son del orden de cuarenta microsegundos (millonésimas de segundo), o unas 1.000 veces mayores que la precisión requerida. Sin estas correcciones, los GPS serían completamente inútiles. Tan lejos, tan cerca.

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El autor

Carlos Allende Prieto es Doctor en Astrofísica por la Universidad de La Laguna. Tras trabajar en The University of Texas at Austin (Estados Unidos) y en el University College London (Reino Unido) actualmente es investigador titular en Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).

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