“Imagínate a dos estrellas girando una alrededor de la otra en sólo diez minutos”

¿Cuándo entraron las estrellas binarias en su vida?

Empecé trabajando en otro tema de investigación, pero me pasé a las estrellas binarias sobre todo debido a la aparición de una nueva tecnología, que consistió en la introducción del uso de miniordenadores en la observación. Su aplicación a los telescópios hizo viable la llamada fotometría a alta velocidad: visualizar cambios rápidos en el brillo de las estrellas. Ello permitió analizar en tiempo real las variaciones y buscar periodicidades. Estudiando las pulsaciones de las estrellas se puede conocer su estructura interna. Es una ventana que permite mirar en su interior y determinar cómo es: densidad, temperatura, presión, composición… Esto me ilusionó mucho.

¿Qué tipo de estrellas pulsan?

Muchos tipos de estrellas pulsan. Las de mayor tamaño, no las más masivas sino las más grandes, pulsan con períodos de años, así que requiere una larga espera dilucidar cuál es su pulsación.

Cuánto más densa es una estrella, y más compacta, oscila con mayor rapidez y su período de oscilación es más corto. Cuando fue factible analizar variaciones a gran velocidad hallamos por ejemplo las enanas blancas. Muchas enanas blancas pulsan con períodos de cincuenta a cien segundos: la estrella late con estos períodos, que son mucho más breves que en las grandes estrellas pulsantes.

Los ordenadores crearon la oportunidad de estudiar variaciones rápidas en estrellas muy compactas, como las enanas blancas o las estrellas de neutrones. Algunas de ellas forman parte de estrellas binarias. Las estrellas binarias pueden tener períodos orbitales, el tiempo que tardan en girar una en torno a la otra, extremadamente cortos. Yo fui el codescubridor hace seis o siete años del más corto jamás encontrado, de 610 segundos. Se trataba de dos enanas blancas. Imagínate a dos estrellas girando una alrededor de la otra en sólo diez minutos.

¿Cuándo se descubrió la primera estrella binaria?

Hace mucho tiempo. En el siglo XVIII se vio en el cielo una estrella que variaba con una periodicidad que podía ser debida a su eclipse por otra estrella. Se concluyó que β-Lyrae era una estrella doble.

El conocimiento de la existencia de estrellas binarias tuvo lugar en esa época. Con un telescopio se distinguen muchas estrellas dobles en el cielo. En algunos casos se trata de alineamientos “accidentales”, aunque parezcan estar juntas una está muy lejos y la otra más cerca. Fue William Herschel quien se dio cuenta de que el número de estrellas binarias observadas es muy superior al que se esperaría si fuera algo casual, y que están muy probablemente asociadas una a la otra y girando en órbitas.

Hace mucho tiempo que conocemos la existencia de estrellas binarias, pero las de período muy corto sólo desde los años sesenta, cuando se descubrió la primera con un período de unas pocas horas. En principio podrían ser incluso de dos o tres minutos, pero todavía no se ha encontrado ninguna.

¿Qué proporción hay de estrellas binarias respecto a estrellas individuales?

La mayoría de las estrellas son binarias. Ocurre que estamos en una Tierra que gira en torno a un Sol que es una estrella individual, por ello tenemos una imagen distorsionada sobre la naturaleza de las estrellas. Probablemente un 80% de las estrellas sean binarias. El Sol es una estrella individual bastante rara.

Las estrellas se forman a partir de grandes nubes de gas que colapsan y generan cúmulos estelares. Más tarde, el cúmulo se dispersa y las estrellas lo abandonan en pares o tríos. No es extraño encontrar tres e incluso cuatro estrellas en órbita unas en torno a las otras. Casi todas las estrellas cercanas, en las cuales es más sencillo detectar sus compañeras, son dobles.

¿Podemos ver este proceso teniendo lugar?

Por toda la Galaxia existen nubes de gas que están simplemente produciendo estrellas. En los cúmulos hay tantas estrellas juntas interactuando que muchas de sus órbitas son, a largo término, inestables. Así que se distancian en un millón o en mil millones de años. Esto puede reproducirse con un ordenador: las estrellas abandonan eventualmente el cúmulo y continúan solas. Nuestro Sol hace 5.000 millones de años pertenecía a un cúmulo del que se alejó, y no sabemos dónde se encuentra actualmente.

De un cúmulo grande se eyectan muchas estrellas dobles, unas pocas estrellas individuales como el Sol y unos pocos sistemas múltiples. Se trata simplemente de la gravedad actuando, que hace en primer lugar que el gas colapse. Las estrellas se forman individualmente en la nube de gas, comienzan reacciones nucleares y se dispersan después. El número de cúmulos estelares en nuestra galaxia es de unos escasos miles, muchos desaparecieron hace años al romperse en binarias o estrellas individuales. Únicamente los cúmulos originales de mayor tamaño existen todavía. Vemos los que se han mantenido estables.

¿Cómo es la vida de una estrella binaria?

Las dos estrellas envejecen con ritmos distintos. Las más pesadas queman mucho más rápidamente su combustible, y se convierten en estrellas compactas, como las enanas blancas. Así que a partir de dos estrellas corrientes se obtiene una estrella corriente y una que está básicamente muerta, que ha utilizado todo su combustible y expulsado gran parte de su masa. Eventualmente, si transcurre el tiempo suficiente, la compañera también acabará como una enana blanca. Las parejas de enanas blancas fueron inicialmente parejas de estrellas ordinarias, pero han experimentado todo su ciclo vital. Simplemente envejecen, queman hidrógeno en helio y elementos más pesados. Acaban mayoritariamente como enanas blancas o, en ocasiones, como estrellas de neutrones, lo que es todavía más exótico.

¿Cómo ocurre la acreción en las estrellas binarias?

Dos estrellas están en órbita una en torno a la otra, la más masiva envejece más rápidamente lo que significa que crece en tamaño (en radio) hasta convertirse en una estrella gigante, quizás en una estrella supergigante. Si llega a ser tan grande que alcanza su estrella compañera, comienza la acreción: la transferencia de gas desde la estrella de mayor diámetro. Así que hay una estrella donante que cede su gas a una estrella acretante.

La estrella compañera puede ponerse a orbitar dentro de la crecida estrella supergigante. De ocurrir esto, es como si un satélite terrestre se introdujera en la atmósfera de la Tierra, descendiera en espiral y se calentara (eventualmente se quemaría o chocaría contra el suelo). En el caso de dos estrellas depende de la fricción existente. La estrella no se desplaza en el vacío del espacio sino dentro de otra estrella. Se requieren unos mil años, un tiempo muy corto en Astronomía, para que descienda casi hasta el centro.

Si la energía liberada por la fricción y el calentamiento, aumenta la temperatura de las partes más externas de la estrella mayor, éstas se desprenden dejando un par de estrellas girando una en torno a la otra con períodos orbitales de unas pocas horas. Es así cómo se originan los sistemas con un período corto: de dos estrellas con un único envoltorio.

¿Así que para que la acreción tenga lugar en estrellas binarias, éstas tienen que ser viejas?

El proceso de acreción es una de las etapas finales de la evolución estelar. Es un estado “geriátrico”: las estrellas han envejecido y finalizado como estrellas compactas (agujeros negros, estrellas de neutrones o enanas blancas) y están acretando masa procedente de una estrella compañera ordinaria.

Este proceso tiene lugar por el efecto de las mareas. En la Tierra, el Sol y la Luna provocan mareas en los océanos. Imagina que la Luna estuviera tocando a la Tierra, las mareas serían enormes. Esto es lo que ocurre con las estrellas: están tan cerca que una enorme ola de marea es generada por el campo gravitatorio de la estrella compañera. Tan grande que parte del gas abandona la estrella donante y se une a la estrella acretante. Al final la estrella donante acaba como un planeta parecido a Júpiter.