L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Nadia Blagorodnova, 30 d'abril de 2025

---

És un plaer ser aquí, i voldria començar amb una petita oda a la importància de l'entusiasme. Per exemple, la revista The Astronomer —que es va començar a publicar l'any 1964 sota el nom The Casual Astronomer— deia que tenir un telescopi no et converteix en astrònom. Hi ha molta gent que se’n compra un, el fa servir durant un temps i després l’abandona per dedicar-se a una altra afició. L'entusiasme és el que realment importa. És l'entusiasme el que ha de néixer dins nostre i continuar motivant-nos a fer descobertes i a fer ciència. I això és essencial.

Anem al tema. El nostre Sol és una estrella de tipus G i és solitària. A vegades costa imaginar-se un món amb dos sols —sembla ciència-ficció— però, de fet, cada vegada es descobreixen més exoplanetes amb dues estrelles. Aquests sistemes amb dos sols, anomenats sistemes binaris, no són pas una raresa: són força comuns. I n'hi ha encara de més complexos: sistemes de tres estrelles, amb estructures jeràrquiques. La naturalesa no deixa de sorprendre'ns.

Tot això pot semblar difícil d'imaginar, especialment per a nosaltres que vivim amb un sol únic. Però hem de fer l’exercici d'imaginar i acceptar que l'Univers és molt més ric i complex del que mai podríem pensar. Si ens fixem en les estadístiques, diversos estudis han analitzat les poblacions d'estrelles binàries i han obtingut resultats sorprenents. Per exemple, entre estrelles com el Sol, la fracció de sistemes binaris és una mica inferior al 20%. Però quan mirem estrelles més massives, d’unes deu masses solars, aquesta fracció s'apropa al 100%, i fins i tot pot superar aquest valor, si comptem sistemes amb múltiples companyes. Això vol dir que no només hi ha sistemes binaris, sinó també triples o fins i tot més complexos.

És una tendència clara: com més massiva és l'estrella, més probabilitats té de tenir una companya. De fet, gairebé totes les estrelles massives neixen amb una companya propera. Això és un punt clau. L’Univers no està fet d’estrelles solitàries, sinó que moltes viuen en sistemes múltiples, i aquestes companyes poden jugar un paper crucial en l’evolució estel·lar.

Si les estrelles no interactuessin i simplement evolucionessin soles, l’Univers seria molt més avorrit. Però sabem que evolucionen, i que ho fan d’una manera dinàmica i, sovint, sorprenent. Agafem com a exemple una estrella de cinc masses solars. Al principi, crema hidrogen en el seu nucli durant milions d’anys. Quan se li acaba el combustible, la gravetat pren el control i la fa contreure’s. Les capes immediates al nucli s’escalfen i arriben a la temperatura de fusió de l’hidrogen, però només en una capa exterior: és el que anomenem hydrogen shell burning. Aquest procés fa que les capes externes de l’estrella s’expandeixin de manera sobtada, multiplicant-ne el radi gairebé per deu en molt poc temps.

A continuació, l’estrella es contreu una altra vegada fins que pot començar a cremar heli en el nucli. Quan aquest també s’esgota, torna a patir una nova crisi i s’expandeix de nou. I aquí ve la pregunta clau: què passa si aquesta estrella té una companya? Aquesta companya pot estar a diferents distàncies, i si es troba prou a prop, pot arribar a rebre material per transferència de massa. Segons com hagin nascut aquestes dues estrelles, poden arribar a interactuar en qualsevol moment de la seva vida: al principi, a la meitat o al final.

Figura 1. Classificació dels sistemes estel·lars binaris.

Què passa quan les estrelles interaccionen? Hi ha diverses configuracions possibles. Cada estrella està confinada dins del seu propi potencial gravitatori, que anomenem lòbul de Roche, i que depèn de la seva massa. Podem imaginar una analogia amb dos pous de potencial: un per a cada estrella. Cada estrella omple el seu pou fins a un cert nivell, però mentre cap d’elles no sobrepassi aquest límit, no hi ha interacció entre elles.

Al principi de la seva vida, aquestes estrelles poden conviure perfectament sense interaccionar, i això pot durar milions i milions d’anys, especialment si són estrelles de baixa massa, ja que evolucionen molt lentament. Però, com hem vist, al llarg de la seva evolució, les estrelles experimenten canvis en el radi: primer petits, després molt més grans. Durant alguns d’aquests episodis d’expansió, una estrella pot arribar a omplir completament el seu lòbul de Roche, i la seva forma es distorsiona adoptant una mena de forma de llàgrima. Això passa perquè el potencial no és simètric, sinó que està modificat per la presència de la companya.

Quan una estrella s’expandeix i arriba a aquest límit, és com si el "nivell d’aigua" del pou superés la vora i comencés a vessar. El punt més baix del potencial del sistema és el que coneixem com a punt de Lagrange 1 (L1). A través d’aquest punt, la massa pot fluir d’una estrella cap a l’altra.

Aquesta transferència de massa està regulada pel grau d’expansió de l’estrella. Si encara es troba en la seqüència principal, el seu radi només augmentarà lleugerament, però ja pot començar a transferir material. I què en fa la companya d’aquesta massa? Dependrà de la configuració del sistema: pot acretar-la (és a dir, incorporar-la), pot excretar-la com a vent estel·lar, o pot formar un disc d’acreció al seu voltant. Segons la geometria i dinàmica del sistema, es donaran diferents escenaris.

Acretar massa no és un procés passiu: la companya no només guanya massa, sinó també el moment angular associat a la matèria que rep. Això fa que comenci a girar més de pressa. Si arriba a una velocitat de rotació molt elevada —el que anomenem punt de break-up—, no pot continuar acretant perquè començaria a perdre material per les capes més externes.

Quan la transferència de massa és molt elevada, aquest gas pot acabar omplint tot el sistema, formant una espècie de núvol compartit. És el que anomenem una binària de contacte: les dues estrelles comparteixen l’envolupant externa, equilibrant temperatures, composició química i altres propietats físiques, tot i que cadascuna conserva el seu nucli independent.

Aquestes binàries de contacte poden mantenir una configuració estable durant moltíssim temps. En alguns casos, si la transferència de massa és petita, el sistema pot evolucionar cap a una separació major entre les estrelles. Però si la transferència és sostinguda i significativa, la història es complica.

Quan l’estrella inicialment més massiva continua evolucionant, seguirà expandint-se i omplint el seu lòbul de Roche, transferint cada cop més massa a la seva companya. Això pot arribar a provocar una inversió de masses: la companya, que al principi era menys massiva, pot acabar sent més massiva que l’estrella que li transferia material.

Un exemple d’aquest tipus de sistema és Algol, que va ser un trencaclosques al principi de l’estudi de l’evolució estel·lar. S’hi observa una estrella més massiva que encara és a la seqüència principal, mentre que la menys massiva ja ha evolucionat, i ningú entenia per què. Amb el desenvolupament dels models de transferència de massa, es va comprendre que la que era més massiva havia cedit tanta massa a la seva companya que havia esdevingut la menys massiva, mentre que la seva companya havia guanyat tanta massa que ara era el doble de gran.

Aquestes situacions representen autèntics trencaclosques, i casos així també els trobem en els cúmuls estel·lars. En un cúmul, totes les estrelles haurien d’haver nascut al mateix temps. Però quan observem cúmuls vells, hi trobem unes estrelles anomenades Blue Stragglers (blaves endarrerides), que són més massives i més joves aparentment, i no haurien de ser-hi. Si el cúmul és vell, les estrelles més massives ja haurien d’haver evolucionat a gegants vermells. Però allà hi són, joves, massives i rebels. Això s’explicaria, també, a través del guany de massa per interaccions binàries.

El punt final d’aquests models configuratius és el Roche lobe overflow (desbordament del lòbul de Roche), moment en què s’està transferint massa. Aquest procés pot ser causat també pel vent estel·lar; és a dir, no cal necessàriament que les estrelles estiguin molt a prop.

Hi ha, per exemple, binàries de raigs X d’alta massa, on una de les estrelles té un vent molt fort, i la seva companya, encara que estigui una mica més lluny, és capaç de captar part d’aquesta massa i d’accretar-la. Aquestes són algunes de les configuracions possibles.

I si ens preguntem quina és l’estadística de les estrelles que es troben en cadascuna d’aquestes fases, podem consultar alguns estudis. Imaginem que hi ha una població on es formen estrelles de manera contínua. Tenim una funció inicial de masses: es formen moltes estrelles petites i poques de grans. Amb el temps, es van formant i, passats uns quants milions d’anys, fem un recompte per veure en quina fase es troba cada estrella. Les que estan soles representen un 22%. Menys d’una quarta part són estrelles solitàries! El 50% es troben en un sistema binari abans de començar la transferència de massa. Com hem dit, les estrelles petites evolucionen molt lentament i el seu radi creix a poc a poc: cadascuna roman dins del seu lòbul de Roche i no hi ha interacció. Aquest cas és comú perquè les estrelles petites viuen molt de temps.

Tanmateix, hi ha un 28% que ja són producte de la interacció entre estrelles de sistemes binaris. Algunes són binàries semiseparades, que ara mateix estan transferint massa; d’altres són post-transferència de massa, que ja han completat aquest procés; i unes altres ja s’han fusionat.

Tot això demostra, un cop més, que si volem entendre el nostre Univers, entendre les estrelles binàries és fonamental, perquè realment dominen aquest panorama.

Què passa quan les dues estrelles interaccionen? Us parlaré d’un cas interessant: les variables cataclísmiques, les quals estan formades per una nana blanca i una estrella en la seqüència principal amb una òrbita propera.

Hi ha un sistema binari que es diu V471 Tau, amb una òrbita molt propera, d’unes 12 h, i està format per una nana blanca i una estrella de la seqüència principal. La nana blanca encara no hauria d’existir perquè es formen de l’evolució d’estrelles poc massives, per això sabem que en realitat és el nucli d’una estrella més massiva que va evolucionar en gegant vermella, va omplir el seu lòbul de Roche i es va formar un “embolcall comú”. El fregament amb el gas va acostar les dues estrelles i avui en dia estan molt a prop. No es podien haver format tan properes.

L'any 1976, Paczynski va proposar que hi havia un canal d'evolució binària que era aquest, el Common Envelope Evolution (evolució d’embolcall comú), i precisament la idea era aquesta que comento.  Quan una binària de contacte s'expandeix tant que la superfície d'una estrella es mou passat un dels punts de Lagrange es forma un common envelope (embolcall comú) amb aquestes estrelles. I aleshores les dues estrelles cauen en forma d’espiral –o sigui, una cap a l'altra– i aquest embolcall s'expandeix i es perd. La conseqüència és que el sistema es torna una binària compacta, cosa que inicialment seria impossible d'aconseguir sense aquest canal evolutiu.

A què condiciona això? Suposo que més o menys coneixeu el quadre d'evolució típic. Les estrelles petites de tipus Sol seran gegants vermelles, després encara s'expandiran més convertint-se en gegants assimptòtiques, i aquestes capes s'expandiran tant que formaran una nebulosa planetària i només quedarà el cor degenerat d'aquesta estrella com una nana blanca. En canvi, les estrelles massives es convertiran en supergegants i al final petaran com a supernoves de col·lapse: l’estrella no podrà suportar més el pes, implosionarà i es convertirà, depenent de la massa inicial, o bé en una estrella de neutrons o bé en un forat negre. Tot aquest model és molt simple, perquè els únics paràmetres que ens diuen què li passa a una estrella, un cop s'ha format, és la seva massa inicial i la seva metal·licitat. També hi ha altres paràmetres a tenir en compte, com ara els camps magnètics, la rotació, la semiconvecció, els overshooters, tots els paràmetres de nucleosíntesis que tampoc coneixem molt bé, etc... però això és simple. Quan introduïm les binàries, la cosa es complica una miqueta.

Figura 2. Diferents canals evolutius dels sistemes estel·lars binaris.

Depenent de les masses de les dues estrelles es poden transferir massa i tenim diferents escenaris. En un dels casos tenim una nana blanca i després s’hi forma un embolcall comú. En un altre cas tenim dues nanes blanques que, quan s'ajunten, ens creen una supernova termonuclear. En aquest altre cas si hi ha una estrella massiva i una de baixa massa, podem formar una binària de raigs X de baixa massa. Si les dues són d'alta massa, fem una binària de raigs X d’alta massa, segueixen evolucionant i s’acaba tenint un sistema de dues estrelles de neutrons o dos forats negres. Finalment aquests dos astres es fusionen emetent ones gravitacionals. Si no fos pels sistemes binaris, no hauríem detectat aquestes ones.

Ara centrem-nos ara en el període en que les dues estrelles formen un embolcall comú. Ja hem vist que Paczynski  l'any 1976, ja va postular l'existència d'aquesta fase evolutiva, però encara en coneixem molts pocs detalls. És una fase que només dura dies. Les estrelles evolucionen durant milions d'anys, però quan arriben a la fase d’interacció amb la seva companya -la fase de l’espiral–, dura només dies, i després aquest embolcall s’expandeix durant segles i, al final, tenim el sistema compacte.

Però com passen aquestes coses? Aquesta és una fase molt intrigant i molt important de l'evolució de binàries.  Us ensenyo una simulació per visualitzar aquest procés [la conferenciant mostra la simulació]. Es pot veure el centre d'aquesta estrella que ja s'ha expandit. La segona estrella està just entrant dintre de l’embolcall de la primera. Aquesta fase és molt dinàmica, és molt curta i és molt llaminera per la gent que fa simulacions hidrodinàmiques d’aquest tipus. La companya ha anat entrant dintre de l'embolcall de la seva companya, generant tota aquesta turbulència i, pel moviment orbital, li ha estat transferint el moment angular d'aquesta òrbita de la binària a l'embolcall gasós de la seva companya. Això és la fase dinàmica de l’evolució de l’embolcall comú, el que ens permetria acostar aquests sistemes amb la conseqüència d'enviar les capes més externes de l'estrella principal fora del sistema.

Tot això està molt bé: hidrodinàmica, simulacions...  però podem preguntar-nos si hi ha hagut observacions? Soc astrònoma observacional i estic molt contenta de dir que sí. L’any 1988 es va detectar la primera observació d'un objecte que corresponia a una fusió d’aquest tipus.

En aquella època, la gent no ho sabia. Aquests astrònoms estaven fent un cartografiat mirant la galàxia d'Andròmeda i estaven prenent espectres d'unes gegants vermelles. Van veure que hi havia una altra gegant vermella que no tenien catalogada ni sabien d’on havia sortit. La van anomenar red variable perquè es pensaven que era una estrella variable i era molt vermella. Van fer un espectre i van veure que a les longituds d’ona més vermelles presentava un pic d'emissió i també tenia línies d'emissió d'hidrogen. Els va sorprendre bastant: era una gegant vermella que havia aparegut del no-res i també tenia emissió. La gent va començar a especular. Què era això? Una de les hipòtesis va ser que era una nova per primera vegada, una nana blanca que havia anat acumulant material i era la primera vegada que petava. Hi havia altres hipòtesis, però ningú realment sabia què era.

El 1994 un astrònom amateur del Japó va trobar una nova a Sagitari, anomenada V4332 Sgr. Era molt brillant, com podem veure a la Figura 3 on es pot comparar amb l’actualitat. Si veiem la corba de llum, des del moment de la descoberta, en 30 dies ja no va ser visible. El més interessant de tot va ser el seu color. Es va veure que un cop va començar a decaure la llum, el seu color es va convertir en molt vermell. Normalment, les noves es tornen blavoses perquè l’ejecció del gas del seu voltant, les fa més transparents i  deixa veure la nana blanca central que és més brillant i més blavosa. Però en aquest cas era ben al contrari.

Figura 3. Imatges i mesures fotomètriques i espectroscòpiques de la nova vermella lluminosa V4332 Sgr.

Van fer espectres i en menys de tres setmanes ja es veien moltes bandes moleculars, el que significava que l’objecte era realment fred. Normalment aquestes explosions són tan calentes que trigues mesos o anys a refredar-se prou com per crear molècules. Però aquí, immediatament hi havia absorció molecular. Era molt interessant. Ningú havia vist res similar abans.

Arribem  a l’any 2002 amb  l’objecte V838 Mon. Aquest va ser un altre descobriment important: la nova lluminosa de Monoceros (constel·lació de l’Unicorn). El desscobriment també el va fer un astrònom amateur (membre de The Photographic Sky Patrol o Nova Patrol, iniciativa de  la revista The Astronomer).

Figura 4. Imatges preses pel telescopi espacial Hubble de V838Mon des de maig de 2002 fins octubre de 2004. S’hi pot observar l’eco de llum.

Novament, aquest objecte es va tornar vermell. Però en aquest cas, no només es va veure l’evolució de la nova amb el temps, sinó que es va veure una cosa bastant espectacular: un eco de llum. O sigui, aquest objecte era una estrella jove,  en un cúmul d'estrelles que també eren joves, hi havia molt de gas encara per allà pul·lulant i, quan va petar aquest objecte, el flash de la nova es va anar expandint per sobre d'aquest material que reflectia la llum. Això va permetre determinar la distància d’aquest objecte amb molt detall.

Figura 5. Corba de llum de V838 Mon.

En la Figura 5 tenim la corba de llum d’aquest objecte amb els tres filtres principals. Aquí un altre cop veiem coses no usuals entre noves. Primer hi ha una pujada forta de llum, després una baixada, i dues pujades més amb una vall entremig. A més, això és molt fort per la llum vemella mentre que per la llum blava es fa molt més dèbil. Això està relacionat amb la temperatura, que es va refredant en aquests objectes. Un altre cop es veia el mateix comportament i molts papers ja assenyalaven la similitud als altres objectes d’Andròmeda i de Sagitari, però encara no sabien què podia ser.

Hi havia diverses teories i la resposta final no va venir fins la descoberta de la nova galàctica V1309 Sco. Aquest objecte va ser observat pel survey d’OGLE (Experiment de Lents Gravitacionals Òptiques), que està buscant fenòmens de microlensing mirant cap al centre de galàxia. Van veure que hi havia un munt de dispersió en la fotometria d’aquest objecte, que després va pujar de lluminositat, posteriorment va baixar i finalment van veure la nova. Els autors d'aquest treball es van adonar que aquesta dispersió no podia ser un error, ja que OGLE té una fotometria excel·lent i per tant no podia ser degut a l'instrument o al calibratge. Van fer una cosa molt intel·ligent: van tallar aquesta corba de llum en anys, i en cada any van trobar el període: van trobar que es corresponia a una binària eclipsant! I en van mesurar el període, van veure que, al llarg dels anys, hi havia una davallada exponencial del període. Cada vegada es feia més i més curt, i això significava que les dues estrelles es van anar acostant fins que es va produir una fusió. En aquest punt ja van deixar de veure el sistema i és quan es va veure un altre cop una nova vermella lluminosa.

Figura 6. Mesures fotomètriques i del període de la nova vermella lluminosa V1309 Sco.

Aquest punt ja va ser clau i per fi s’entenia el que s’havia estat veient fins ara: això són fusions estel·lars. Per fi van poder associar aquestes noves vermelles rares amb aquest fenomen de la fusió estel·lar.

Aquesta és la història feliç. L'altra cosa és que només hi ha un altre objecte que podria ser una fusió d’aquestes, o sigui que en total només en tenim quatre. Es creu que n’hi ha un altre del segle XVII, però de l'era moderna només en tenim quatre a la nostra galàxia. Això està bé, però en volem més. Aleshores, què hem de fer? Hem de mirar fora de la nostra galàxia.

Si mirem amb galàxies properes també veiem objectes similars. A NGC4490, a M101, a M85, a NGC45... En un munt de galàxies properes. A la Galàxia d’Andròmeda, de fet, hi ha hagut un tercer cas. Per tant, si contínuament mirem aquestes galàxies properes, podrem detectar més noves d’aquest tipus. L'única cosa és que, per mirar les més brillants també han de ser les més massives, i n'hi ha menys.

Si mirem en galàxies llunyanes, la probabilitat de trobar-ne una és petita, però com que hi ha moltes galàxies, al final en veiem tres o quatre per any. I això ja és un número més maco per treballar. Amb el meu grup, estem a la cerca i captura d’aquestes noves extragalàctiques, principalment.

Què en podem fer? Una de les coses importants és que aquest tipus d'esdeveniments astrofísics ens ajuden a omplir el que se'n diu el forat que trobem en els transients (esdeveniments astrofísics transitoris). Si els posem en un diagrama (figura 7) on representem la lluminositat i el temps de durada del fenomen, veiem que hi ha un forat. Entre les supernoves i les noves clàssiques hi havia un forat que ara estem omplint amb aquestes noves vermelles lluminoses.

Figura 7. Gràfica de la lluminositat del pic de transients en funció de les seves escales temporals característiques. En vermell, les noves vermelles lluminoses omplint el forat entre les supernoves i les noves clàssiques.

Però per què ens importen aquestes noves? En primer lloc perquè són laboratoris. Ja hem dit que moltes estrelles evolucionen en molts milions d'anys, però aquesta fase tan curta és molt rara. Si la observem ens donen la clau, per exemple, de dues coses. La primera és quin tipus de sistema binari era aquesta estrella just abans de fusionar-se? Volem determinar això perquè tenim models d'evolució estel·lar, de binàries de tot tipus, però no sabem si són correctes. Si tenim observacions, realment podem estudiar aquests sistemes just abans de la fusió i comparar-ho amb el que prediuen els models. I després també podem determinar, d'alguna forma, la transferència de massa que ha portat a la fusió. Com s'ha transferit la massa en aquest sistema? Com s'ha perdut perquè aquest sistema s'acabi fusionant? La segona cosa és que, com us he mostrat abans, femi simulacions hidrodinàmiques –que a la gent els agrada molt–, però també, un altre cop, no sabem fins a quin punt són correctes. Si tenim observacions d'un sistema on s'ha ejectat aquest embolcall estel·lar, podrem comparar-les amb simulacions i podrem testejar diferents físiques. La radiació té importància per ejectar l'embolcall o no? L’arrossegament, les forces de marea, el camp magnètic, ... O sigui, podrem incloure diferents físiques i mirar en aquesta recepta què és important i què ens donaria una resposta que és compatible amb el que estem observant. I, finalment, com ja he dit, són sistemes molt freds,  l'embolcall s'expandeix a una velocitat lenta, es formen molècules i tot... I clar, això també forma pols i gas que s'escapa del sistema. Una altra raó per les quals són importants és que aquestes noves també són contribuïdores al contingut total de pols i gas interestel·lar.  I podem preguntar-nos com es comparen amb altres objectes com les estrelles AGB o les supernoves.

Respecte la primera pregunta, quina era la binària abans de la fusió? Com que són galàxies properes, podem anar als arxius i buscar la possible estrella. A més, podem agafar aquesta estrella i estimar els seus paràmetres: la seva temperatura o la seva lluminositat i la podem col·locar en un diagrama HR. Això mateix vem fer per una estrella de la galàxia d’Andròmeda, la vem trobar, vem calcular els seus paràmetres i la vem poder situar en el diagrama HR. Es troba en una zona molt poc usual, molt poc probable perquè és una zona de transició on les estrelles s’hi estan només uns 3.000 anys. Per la vida d’una estrella és un obrir i tancar d’ulls. Trobar una estrella en aquesta posició del diagrama HR és molt poc probable, però si sabem que s'ha fusionat, té tot el sentit del món.

Podem expandir aquest estudi, anar a altres galàxies, a altres nebuloses, i observem també que les seves estrelles progenitores es troben en aquesta regió coneguda com la Llacuna de Hertzsprung, que correspon a una fase de ràpida expansió. Això és interessant perquè, quan tinguem una mica més de mostres, podrem començar a verificar estadísticament tots aquests models d’evolució estel·lar.

Una altra qüestió que ens plantegem és: quins són els mecanismes de transferència de massa en aquests sistemes binaris? De moment, l’únic sistema que ens permet estudiar-ho amb molt de detall és V1309 Sco, ja que en tenim observacions del canvi de període i també de la forma de la binària eclipsant.

Hi ha algunes simulacions que han intentat reproduir la forma i el període del sistema tenint en compte el ritme de pèrdua de massa.A la simulació es veu com la binària gira, comença a perdre massa del sistema, i part d’aquesta cua de material ejectat comença a ocultar una de les components.

Per això la forma de la corba de llum també canvia: un dels pics va disminuint amb el temps.
Si observem el sistema gairebé de costat, a través del disc, aquesta massa ejectada tapa parcialment l’estrella, alterant la forma de la corba de llum.

De moment, malauradament, només tenim aquest sistema. Però si en descobrim més, podrem fer simulacions més complexes per intentar reproduir-los i validar models.

I què passa amb aquesta massa ejectada? La massa no s’escapa directament, sinó que fa una mena d’espiral, es forma un disc, i després aquest disc pot arribar a xocar amb si mateix.
Aquests xocs interns dins del disc podrien contribuir a l’increment gradual de la lluminositat que s’observa abans de la fusió. En aquest moment, la binària encara està intacta, però aquesta emissió procedent del disc seria la responsable de l’augment de brillantor.

Per exemple, el meu equip estem intentant identificar sistemes que mostrin aquest comportament. És complicat, i cal estudiar molt bé les dades per trobar-los. Però si ho aconseguíssim, seria fantàstic: ens permetria estudiar el sistema un parell d’anys abans de la seva fusió final.

L’altra part important és la dinàmica de l’ejecció de l’embolcall. Si hi ha una transferència de massa i una de les estrelles entra dins l’embolcall comú, pot començar a remoure’l. Aleshores poden passar dues coses: o bé s’expulsa tot l’embolcall, i ens queda el nucli despullat d’una estrella orbitant amb la seva companya en una binària molt compacta; o bé les estrelles es fusionen, ejectant una part del material, però conservant encara una mena d’embolcall al voltant.

Això està relacionat amb la transferència de moment angular.Per fer un paral·lelisme més quotidià, podem comparar-ho amb una batedora: si l’encenem sense el vas protector, la part interior comença a girar ràpidament i el líquid s’escampa. En el sistema binari passa quelcom similar: la companya comença a remoure el gas de l’embolcall, que gira tan de pressa que finalment s’escapa del sistema, deixant-hi només la binària al centre.

Figura 8. Corba de llum d’una nova vermella lluminosa i esquema explicatiu de les seves característiques.

Tenim diverses simulacions que, combinades amb models físics, ens permeten intentar relacionar allò que observem amb un model que expliqui l’origen de l’emissió característica de les noves vermelles lluminoses.

Com ja he comentat, la pèrdua de massa i els xocs interns dins del disc contribueixen a explicar la fase prèvia a la fusió, durant la qual s’observa un lleu increment de lluminositat.

Després, en la corba de llum, observem el primer pic de la nova —que anomenem pic blau—, el més calent, seguit d’un altiplà i, posteriorment, d’un pic vermell.

El pic blau es correspon amb l’ejecció de massa inicial, més calenta. Després, aquesta massa col·lisiona amb el disc circumestel·lar, cosa que dificulta que la propagació sigui esfèrica: si el disc és prou dens, la massa no podrà expandir-se lateralment, sinó que s’ejectarà preferentment pels pols del sistema.

Aquest xoc es propaga i genera el pic vermell, degut a la recombinació. Finalment, quan aquest material s’allunya, s’expandeix i es refreda, i és llavors quan es formen les molècules i el pols interestel·lar.

Si volem entendre millor la contribució d’aquesta pols, ens podem preguntar: quins en són els principals contribuïdors? Tradicionalment, s’ha considerat:

1. Les estrelles AGB, de baixa massa, que perden els seus embolcalls al final de la vida.
2. Les supernoves de col·lapse del nucli, que expulsen grans quantitats de material a altes velocitats.
3. I, més recentment, les fusions estel·lars, que també poden ser una font significativa.

A partir de les corbes de llum d’aquestes noves, podem analitzar com evoluciona l’emissió en infraroig i modelar la massa ejectada en cada moment. Aquestes emissions es poden reproduir amb una certa quantitat de pols, i coneixent la metal·licitat del gas, podem estimar la massa total ejectada.

Fins ara, simulacions suggerien que les fusions estel·lars podrien aportar al voltant d’un 5% de la pols interestel·lar, però observacions recents amb el telescopi espacial James Webb (JWST) de quatre noves vermelles lluminoses, analitzades diversos anys després de la fusió, mostren que poden contribuir, com a mínim, amb un 25% de la contribució de pols i gas de les supernoves de col·lapse del nucli. És a dir, podrien competir directament amb elles.

En l’escenari actual, sempre s’havia parlat de les AGB i de les supernoves com a fonts dominants de pols, però no de les fusions estel·lars. Ara estem demostrant que aquests sistemes, fins i tot anys després, continuen expandint-se i refredant-se, i poden seguir formant pols. Reitero: com a mínim, aporten un 25% del que aporten les supernoves de col·lapse del nucli, i això és molt rellevant.

I què passa amb aquest material ejectat? Com hem dit, l’existència d’un disc impedeix una propagació esfèrica, forçant una ejecció cap als pols.

Observacions del sistema V4332 Sgr, 24 anys després de la seva fusió, fetes amb l’interferòmetre ALMA, ens han permès traçar aquest gas fred. S’observa una morfologia bipolar, en forma de rellotge de sorra, amb material ejectat cap als pols, molt semblant a les nebuloses planetàries.

Per exemple, la nebulosa planetària Hen 2-428 mostra aquesta mateixa estructura. Al seu centre hi trobem dues nanes blanques de 0,9 masses solars cadascuna i un període orbital de només quatre hores. Aquest sistema ha seguit precisament el canal evolutiu que hem descrit, i podria esdevenir una progenitora d’una supernova de tipus Ia provocada per la fusió d’aquestes dues nanes blanques.

Quan estudiem totes les poblacions de nebuloses planetàries, veiem que al voltant d’un 25% contenen binàries de període curt al seu interior. Això implica que moltes no s’han format exclusivament per estrelles AGB, sinó que la presència d’un company estel·lar ha contribuït clarament a l’ejecció de l’embolcall.

Una altra evidència: algunes estrelles centrals d’aquestes nebuloses són nanes d’heli de baixa massa. Una estrella així només pot formar-se a partir d’una estrella de massa molt petita, però aquesta hauria necessitat més temps per evolucionar del que té l’univers. Per tant, no poden haver evolucionat soles. Hi ha hagut d’haver transferència de massa per part d’una companya.

Com les observem? Primer es produeix la fusió, i després fem la detecció. Tenim diversos surveys actius, com el ZTF (Zwicky Transient Facility) a Califòrnia o el BlackGEM, al sud de Xile. També s’ha incorporat un nou telescopi d’un metre a la mateixa muntanya del Palomar, especialitzat en infraroig proper. Aquestes noves poden ser tan fredes que no es detecten en l’òptic, però sí en l’infraroig.

Recentment ha començat la cerca activa de BlackGEM des de Xile. Està format per tres telescopis amb una estructura elevada, com bolets, per minimitzar el seeing atmosfèric.
Estem centrant-nos en un conjunt de galàxies pròximes (a menys de 15 megaparsecs) que tenen imatges d’arxiu del telescopi Hubble, i les observem fins a tres cops per nit. Això és molt valuós perquè, si s’hi produeix una explosió, podrem estudiar l’estrella progenitora amb dades prèvies.

Els descobriments es reporten al portal Transient Name Server, aprovat per la IAU (Unió Astronòmica Internacional), obert tant a professionals com a aficionats.
Aquest portal és molt útil: ja he esmentat el cas de l’aficionat japonès Itagaki, que ha liderat molts descobriments de supernoves en galàxies properes, sovint competint amb equips professionals.

Després d’un descobriment, fem un seguiment espectroscòpic per classificar l’objecte i valorar si és d’interès. Si ho és, mobilitzem telescopis més grans per observar-lo en diverses fases.

Però tot això quedarà petit comparat amb el que vindrà: a finals d’aquest any s’iniciarà a Xile el Vera C. Rubin Observatory, que durà a terme el Large Survey of Space and Time (LSST) durant deu anys.

Aquest telescopi, amb 8 metres de diàmetre, ha estat dissenyat específicament per a això i assolirà una profunditat cinc magnituds més feble que la dels instruments actuals. S’esperen fins a 10 milions d’alertes per nit!

Aquí és on entra la intel·ligència artificial. Cap equip humà pot analitzar aquest volum de dades manualment. Necessitem algoritmes intel·ligents, sistemes d’aprenentatge automàtic i potència computacional per identificar les alertes més interessants.

Per anar acabant: hem vist com l’evolució mitjançant embolcall comú és un fenomen crucial que pot transformar sistemes molt separats en sistemes compactes.

Les noves vermelles lluminoses són eines fonamentals per estudiar aquestes fases d’evolució estel·lar. Ens permeten reconstruir la història d’una binària, modelar com es transfereix la massa, simular les emissions i comparar morfologies amb les observades en nebuloses planetàries.

En definitiva, espero haver-vos convençut que la gran majoria d’estrelles massives, i moltes de massa intermèdia, tenen companyes. Estudiar-les és essencial per entendre l’univers tal com és, un univers on les estrelles no estan soles. Les fusions estel·lars no són només teories ni simulacions: les hem observades, tenim evidències clares, i en continuem buscant més perquè ens ajuden a entendre com les estrelles transfereixen massa, com evolucionen, i com contribueixen a enriquir el medi interestel·lar.

Col·loqui       

Als anys 50 va sortir un llibre “El món en què vivim ” i ja havia presentat a doble pàgina, amb tota espectacularitat, una estrella doble, amb les ombres de diferents colors, i les estrelles estan representades com que estan tan juntes que fins i tot estan ovalades, no són esfèriques. Això es manté, encara?
Sí, sí, totalment. Això és degut a que el potencial de Roche no és esfèric en un sistema que està rotant. Si tens en compte també la rotació del sistema, aquestes línies d'igual potencial no són esfèriques sinó que tenen aquesta forma ovalada i si tens sistemes molt propers es deformen encara més.

Què ha de passar perquè en un sistema binari, quan explota una estrella, l’altra no se separi del sistema?
És una bona pregunta, no ho sabem. Per a que el sistema binari es mantingui, el que se'n diu el kick ha de ser petit. Ara mateix la gent intenta fer poblacions de binàries o models de kick per així mirar quin percentatge de sistemes realment es trencarien així. També hi ha gent que busca estrelles que tenen un moviment propi molt gran. Clar, això podria ser estrelles que han estat ejectades d'una explosió de supernova fa molts anys. Aleshores, és una mica com una cerca i captura d'aquests sistemes per intentar estimar la distribució de velocitats. Perquè no és que sigui sempre la mateixa, sinó que hi ha una probabilitat d'una velocitat i si aquella velocitat és petita, el sistema es manté i si la velocitat és gran, el sistema es trenca. Però això es correspon principalment a asimetries de l’explosió de supernova de col·lapse de cor.

Hi ha estudis de polarimetria, per exemple, que intenten mirar si l'àrea d'emissió és esfèrica o si té alguna deformació, i les explosions de supernova de col·lapse de cor definitivament no són esfèriques. Hi ha molta evidència que hi ha una simetria en l'explosió i aquesta simetria pot ocasionar que, potser, si depèn de la simetria, el kick sigui més fort o potser sigui més petit perquè tot el kick se'n va cap a l'altra banda.

Hi ha molts factors i crec que no està molt definit. És un àrea de recerca activa bastant.

Quants anys de mitjana es necessita perquè es produeixi una fusió?
Doncs depèn de com era la binària inicial. Si la binària inicial era una estrella de la seqüència principal això és una estrella molt compacta, aleshores un cop comencés a transferir massa i a fer la fusió són dies. Però imagina't, l'estrella ja és una AGB i està molt estesa, la companya està lluny i comença a entrar en l’embolcall molt a poc a poc. Pot trigar centenars o milers d'anys, en apropar-se el suficient, com per trobar una àrea de densitat més alta i poder transferir aquest moment angular. Per tant, realment depèn de l'evolució i l'estat evolutiu de l'estrella principal.

Heu estudiat algunes d'aquest tipus en sistemes que no siguin binaris sinó triples? Heu trobat alguna?
El sistema de V838Mon era un sistema ternari. Hi havia les dues del mig, que són les que s'han fusionat, i hi una tercera que està en una òrbita bastant llunyana. No interacciona, però el que hem vist és que un núvol d'aquests de gas i pols que s'ha ejectat de la fusió l'ha tapat durant un temps. S’ha vist que aquesta estrella es tornava menys brillant durant uns anys i després ha tornat. Ho han pogut explicar. Una part del material justament estava passant per davant de l'altra estrella, l'ha tapat i després s'ha tornat més brillant.