L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Mar Carretero, 6 de novembre de 2025.

---

Avui parlaré d'estrelles fugitives, un tema del qual potser no n'heu sentit a parlar gaire, ja que és un camp que tot just comença a emergir ara. Us explicaré el que he investigat amb la missió Gaia durant els quatre anys del meu doctorat a la Universitat de Barcelona, sota la direcció del doctor Mar Ribó Gómez i del doctor Josep Maria Paredes.

Les estrelles massives

Començaré per la nostra galàxia, que està plena d'estrelles —com totes les galàxies—, però amb una gran diversitat: n'hi ha de més calentes i de més fredes, de colors diferents, amb masses variades... En aquest gràfic he ordenat les estrelles des de les més fredes i menys massives fins a les més calentes i amb temperatures extremes (figura 1).

Figura 1. Els diferents tipus d’estrelles que existeixen

Per què això és tan rellevant per a mi? Perquè m'he centrat en les estrelles massives, blaves, que poden tenir fins a cent vegades la massa del Sol. Són estrelles molt especials, amb una massa i una temperatura enormes, que les vinculen a fenòmens clau a la galàxia i a l'Univers en general.

Tot i ser les més importants per a l'evolució galàctica i relacionades amb els processos més energètics —com la formació de supernoves—, n'hi ha molt poques: només representen l'1 % de totes les estrelles. A més, tenen una vida molt curta. Es formen, cremen l'hidrogen a gran velocitat a causa de la seva massa elevada i, de sobte, exploten en forma de supernova, creant un forat negre o una estrella de neutrons. Són crucials per generar elements químics essencials —fins i tot per a la vida—, però el temps limitat i la mostra escassa fan que siguin difícils d'estudiar. Això deixa moltes preguntes obertes.

La definició més formal és la següent: en astrofísica, considerem estrelles massives aquelles amb més de 8 masses solars, amb altes lluminositats i vents estel·lars molt potents. Amb els nous telescopis i surveys de tot el cel, hem descobert un fet inesperat: aquestes estrelles no estan aïllades, sinó que solen formar sistemes binaris. Això canvia completament el paradigma, perquè no evolucionen soles, sinó en parella, molt a prop l'una de l'altra, cosa que permet interaccions que alteren la seva evolució.

La figura 2, que pertany a un article del 2023, resumeix bé la fracció de multiplicitat de les estrelles en funció de les seves masses o tipus espectral (relacionat amb la temperatura). La multiplicitat indica quantes estrelles tenen almenys una companya. Com veieu, gairebé el 100 %  de les estrelles de tipus O i B estan en sistemes binaris o múltiples (fins i tot triples o quàdruples).

Figura 2. Proporció d’estrelles binàries en funció de la seva massa

Els sistemes estel·lars dobles

En la figura 3 us mostro l'evolució d'un sistema binari. Inicialment, dues estrelles properes poden transferir massa de la més massiva a la companya, cosa que la fa créixer i pot generar un disc d'acreció, emetent raigs X o fins i tot raigs gamma. Més endavant, arriba la formació d'un objecte compacte: l'explosió de supernova crea un forat negre o una estrella de neutrons. L'evolució pot continuar fins a formar binàries dobles d'objectes compactes, amb emissió d'ones gravitacionals. Res d'això no passaria sense els sistemes binaris.

Figura 3. Evolució sistema doble

Tot el que succeeix després d'aquestes interaccions es coneix com a "productes post-interacció". Pot resultar en fusions (mergers), rotadores ràpides (per transferència de moment angular), estrelles de tipus heli o Wolf-Rayet (amb vents forts), estrelles fugitives, gamma-ray bursts, binàries d'objectes compactes amb ones gravitacionals, o sistemes emissors de raigs X i gamma. Durant la meva tesi, m'he centrat principalment en les estrelles fugitives.

Les estrelles massives fugitives

Anem al nucli de la xerrada: les estrelles massives fugitives. Ja he explicat quines són les massives, ara anem a veure què vol dir fugitives. Les estrelles fugitives són aquelles amb una velocitat molt més alta que les estrelles del seu entorn. Totes les estrelles roten al voltant del centre de La galàxia d’una manera ordenada, però aquestes estrelles tenen velocitats excessives perquè alguna cosa les ha accelerat.

Els astrofísics classifiquem les estrelles segons la seva velocitat en tres grans categories: estrelles caminants, amb velocitats moderades de menys de 30 km/s; estrelles fugitives, amb velocitats que poden arribar a 200 km/s; i estrelles hiperveloces, amb velocitats de 500 km/s i més, i que es podrien escapar de la Via Làctia.

Per a les fugitives que jo he estudiat, hi ha dos escenaris principals. El primer és l’explosió d’una supernova en un sistema binari. Aquestes explosions poden trencar el sistema, llançant la companya a gran velocitat (o ambdós per separat), o mantenir-lo unit com a sistema binari fugitiu, possiblement amb un objecte compacte. I el segon és degut als cúmuls estel·lars: llocs on s'acumulen moltes estrelles que interaccionen gravitacionalment entre elles. Quan hi ha tanta densitat en un mateix punt, les interaccions poden fer que algunes estrelles guanyin inèrcia i siguin ejectades a gran velocitat fora del cúmul.

La cosa es pot complicar encara més si combinem els dos escenaris. Per exemple, un sistema binari pot ser expulsat del cúmul i, posteriorment, una supernova li dona una segona empenta. Això és el que es coneix com l'escenari de dos passos (two-step ejection), on hi ha dos processos d'acceleració: primer l'ejecció del cúmul i després l'explosió de supernova.

Teníem aquestes teories, però encara no enteníem quin escenari predomina a la Via Làctia. Fins ara, aquestes estrelles s'havien estudiat principalment als núvols de Magallanes, galàxies satèl·lit que interaccionen amb la nostra, però a la pròpia Via Làctia encara no s'havia pogut estudiar amb detall fins ara. En la meva tesi doctoral he intentat respondre la pregunta de quin és l’escenari dominant.

A més, en l'escenari de la supernova dins un sistema binari, si el sistema roman lligat després de l'explosió, podem acabar amb una binària d'alta energia: un objecte compacte (forat negre o estrella de neutrons) orbitant una estrella massiva. Aquest sistema pot acretar material i convertir-se en una binària de raigs X o de raigs gamma, emetent energies molt altes. Aquí connectem la física d'estrelles massives amb la física d'altes energies, i això també ha estat un punt important de la meva tesi, partint de les estrelles fugitives.

He intentat identificar aquests sistemes estudiant una mostra d'estrelles fugitives. Ara us parlaré d'aquests dos tipus de binàries. Tant les binàries de raigs X com les de raigs gamma consisteixen en una estrella massiva i un objecte compacte. La diferència és fenomenològica: les de raigs X tenen el pic d'emissió en raigs X; les de raigs gamma, en raigs gamma. D'aquestes últimes, només se'n coneixen nou a tot l'Univers —són sistemes molt rars i poc entesos. Abans de la meva tesi, tres d'aquests nou ja es sabia que eren fugitius. Això suggereix una connexió entre la formació d'aquests sistemes tan peculiars i el fet de ser fugitius.

Però les estrelles massives fugitives no només estan relacionades amb aquests sistemes; tenen un paper clau en molts àmbits de l'astrofísica. Són essencials per entendre l'evolució estel·lar en sistemes binaris, ja que una ruptura del sistema canvia completament el seu destí. També ajuden a estudiar els cúmuls estel·lars: si perden estrelles al llarg de la seva vida, varia la massa total del cúmul i, per tant, la seva evolució. A més, aquestes estrelles emeten vents potents que ionitzen i enriquien el medi interestel·lar.

En els meus resultats veurem com aquesta interacció amb el medi pot crear estructures com bow shocks (xocs en arc). I com que estan lligades a la formació de supernoves i objectes compactes, aquests xocs poden accelerar partícules relativistes, generant emissió en raigs X, raigs gamma i, fins i tot, raigs gamma d'ultra-alta energia. Veiem doncs, que són estrelles poc conegudes però amb una rellevància enorme per entendre múltiples fenòmens. Per això cal estudiar-les sistemàticament.

En la figura 4 es veu el resultat de diversos treballs previs de cerca d'estrelles fugitives, tant a la Via Làctia com als núvols de Magallanes. Els colors indiquen tipus espectrals: blau per a estrelles de tipus O (les més calentes i massives), lila per a mostres mixtes O i B, i vermell per a tipus B (massives però menys calentes). Tots aquests estudis trobaven una fracció significativa de fugitives —entre el 20 % i fins al 50 % en alguns casos—, però amb molta dispersió. Per què? Perquè utilitzaven dades diferents (del satèl·lits Hipparcos i dels primers catàlegs de Gaia) i mètodes no homogenis. Amb dades antigues, els errors eren més grans i la dispersió, inevitable.

Figura 4. Percentatge d’estrelles fugitives en diferents estudis

Faltava un mètode estàndard i sistemàtic per a classificar-les. Ara, amb el catàleg Gaia DR3, tenim la precisió necessària en paral·laxi, moviments propis i velocitats radials per calcular velocitats peculiars amb gran fiabilitat —clau per identificar estrelles que es mouen ràpid.

Gaia

Gaia ha estat una missió de l'Agència Espacial Europea —amb forta participació de la Universitat de Barcelona i l'IEEC— que ha creat el mapa més detallat mai fet de la nostra galàxia. Gràcies a ella, estem entenent aspectes fonamentals de la Via Làctia que, tot i ser tan a prop, eren difícils d'estudiar. Les dades de DR3 es van publicar el 2021, just quan vaig començar la tesi.

Gaia es va llançar el 2013 i ha anat publicant dades en diferents entregues (DR1, DR2, DR3...), totes obertes a la comunitat. Les observacions van acabar aquest any 2025, però encara queden moltes dades per processar i futures entregues per venir. És a dir, la feina amb Gaia continua.

Cerca d’estrelles fugitives

Ara us explicaré els resultats principals de la meva investigació, estructurats en tres línies. La primera ha estat la cerca sistemàtica d'estrelles fugitives a la Via Làctia, que ha donat lloc a un article. Després hem investigat la interacció d'aquestes estrelles amb el medi interestel·lar, que ha donat lloc a un altre article. I finalment, fa molt poc hem publicat l'última part: la investigació sobre la rotació i la binarietat d'aquestes estrelles. Tot plegat ha format la meva tesi.

Anem a la primera part: la cerca sistemàtica d'estrelles fugitives. Ens vam centrar en estrelles de tipus O i tipus B, ja que estan potencialment relacionades amb la formació d'objectes compactes i binàries d'alta energia. Vam partir de catàlegs que contenien aquestes estrelles i els vam creuar amb les dades de Gaia per obtenir informació de màxima qualitat. A més, vam aplicar filtres de qualitat estrictes —perquè, tot i ser Gaia excel·lent, algunes mesures de paral·laxi poden tenir errors significatius—. Així vam netejar la mostra i vam obtenir un conjunt final fiable.

Després d'aquest procés, vam treballar amb dos catàlegs: el GOSC Gaia DR3, amb 417 estrelles (principalment tipus O), i el BeSS Gaia DR3, amb 1.335 estrelles (tipus B). Aquesta va ser la nostra mostra inicial.

A la figura 5 teniu com es distribueixen aquestes estrelles en coordenades galàctiques (longitud i latitud). El grau 0 correspon al pla galàctic, i veiem que la majoria hi estan a prop, però amb certa dispersió. Algunes, fins i tot, estan completament fora. Fixeu-vos en la diferència entre catàlegs: el de tipus O té moltes menys estrelles —ja que són més rares— i una distribució menys homogènia, influïda per surveys específics en certes regions del cel.

Figura 5. Distribució d’estrelles O (esquerra) i B (dreta)

Per identificar estrelles fugitives, primer cal calcular les seves velocitats i després definir un criteri de "ràpid". Vam treballar en un sistema de referència amb dues components de velocitat —no tres—, perquè Gaia no proporciona velocitats radials fiables per a aquests tipus d'estrelles (l'instrument no està optimitzat per a elles). Tot i això, amb 2D ja vam poder detectar moviments anòmals. El criteri per definir una estrella com fugitiva va ser el següent: si la seva velocitat peculiar respecte a la corba de rotació galàctica superava les 3σ (tres desviacions estàndard) es considerava una estrella fugitiva. Això és tècnic, però robust.

I aquí ve el resultat atractiu: aquestes són les figures en velocitats 2D (figura 6). L'eix vertical és la component perpendicular al pla galàctic (cap amunt o avall); l'horitzontal, la tangencial (paral·lela al pla). Les estrelles normals (negres) estan centrades a prop de (0,0), mentre que les fugitives (en color) es desvien clarament: algunes arriben a 50, 100 i fins a 200 km/s.

Figura 6. Velocitats radial i tangencial de les estrelles O (esquerra) o B (dreta).

Per al catàleg de tipus O vam trobar 106 estrelles fugitives, de les quals 42 eren nous descobriments. Per al de tipus B: 69 fugitives, amb 47 de noves. Això representa un 25 % de fugitives entre les O i només un 5 % entre les B. A més, les O arriben a velocitats de 210 km/s, mentre que les B es queden en uns 130 km/s. Hi ha diferències evidents.

Un detall interessant: en la nostra mostra vam recuperar LS 5039, una binària de raigs gamma coneguda com a fugitiva. El nostre mètode funciona.

A la figura 7 teniu les nostres fugitives superposades al mapa de Gaia DR3, amb els moviments propis indicats. Veiem moltes estrelles per sobre i per sota del pla galàctic —un indici clar que han estat ejectades.

Figura 7. Estrelles fugitives a la Via Làctia

Totes aquestes dades les vam publicar obertament a VizieR, una base de dades astronòmica accessible a tothom. Professors, estudiants o curiosos poden descarregar-les i treballar-hi: distàncies, velocitats, etc. És una eina pedagògica fantàstica.

Vam calcular la dispersió en latitud galàctica: les fugitives tenen 2-3 vegades més dispersió que les normals. Això confirma que s'han allunyat del pla on van néixer —el disc galàctic, com una mena de "paella" giratòria—. És la petjada d'un procés d'ejecció.

Dividint per tipus espectral (i per tant per massa/temperatura), vam veure com el percentatge de fugitives disminueix dràsticament de les O a les B: hi ha cinc vegades més fugitives entre les O. Això suggereix una preferència per l'escenari dinàmic en cúmuls: com més massiva és l'estrella, més fàcil és que sigui expulsada per interaccions gravitacionals en un cúmul dens. L'escenari de supernova binària, en canvi, semblava menys eficient per a les més massives i més rellevant per a les B.

Aquí teniu la figura inicial amb tots els treballs previs —ara amb el nostre punt afegit— (figura 8). El nostre mètode és més homogeni i usa les dades més precises (Gaia DR3). Si hem d'apostar per un valor, jo apostaria pels nostres: 25 % per a estrelles de tipus O i  5 % per a estrelles de tipus B.

Figura 8. Percentatge d’estrelles fugitives en diferents estudis i el nostre (fletxes)

Binàries d’alta energia fugitives

Després vam estudiar les  binàries que emeten en alta energia i que podien ser fugitives. Vam agafar la nostra mostra d’estrelles fugitives i les vam creuar amb catàlegs d’estrelles  binàries d’alta massa que emeten en raigs X i en raigs gamma -específicament amb les dades de Gaia- i vam trobar set objectes d’aquest tipus. Tot i que el mostreig és petit, això vol dir que en aquesta població de binàries tenim un percentatge de fugitives molt més gran que el que es troba en les estrelles de tipus O i B, i que per tant les estrelles d’alta massa emissores de raigs X i gamma estan bastant relacionades amb les fugitives.

I després vam estudiar què els passa a aquestes estrelles en moure’s pel medi interestel·lar. Aquestes estrelles fugitives van tan ràpid que, a mesura que es desplacen, van escombrant tot el gas i la pols que van trobant i provoquen arcs i ones de xoc. La pols s’escalfa, emet en infraroig i per això ho podem veure en imatges en aquesta longitud d’ona. A més, s’acceleren partícules que també emeten en altres longituds d’ona com raigs X o raigs gamma. Aquests xocs en arc són importants per poder estimar la densitat del medi interestel·lar, que, a la vegada, serveix per entendre millor la formació d’estrelles i la pròpia física d’aquests xocs.

I per lligar-ho tot plegat, vam trobar un cas que és un sistema binari d’emissió d’alta energia, fugitiva i que presenta un xoc en arc. S’anomena Vela X-1 i va ser perfecte per la meva tesi doctoral (figura 9).

Figura 9. Imatge de Vela X-1

Per trobar aquests sistemes vam buscar en catàlegs de dades infraroges del satèl·lit WISE, ho vam relacionar amb les dades de Gaia, i vam crear diferents categories segons el que observàvem. Vam trobar bow shocks (arcs), bubbles (bombolles), estructures intermèdies o estructures diverses i complexes.

Després vam voler anar més enllà i vam observar aquests objectes en ràdio. Vam agafar dades de diferents catàlegs ràdio que estan disponibles però no vam trobar res concloent. En algun cas vam trobar alguna estructura però sense cap contrapartida real amb el que s’havia observat en infraroig. Degut al poc èxit, vam fer una proposta d’observació en ràdio, concretament amb el VLA (Very Large Array) dels Estats Units, i vam poder observar 8 dels xocs en arc. Tampoc vam trobar cap contrapartida. Seguirem observant amb les noves xarxes de radiotelescopis que existeixen.

Rotació i binarietat en estrelles fugitives

Continuant amb l’estudi de les estrelles fugitives, vam estudiar les seves propietats en rotació i en binarietat, és a dir, com de ràpid giren aquestes estrelles, i si formen sistemes binaris.

Vam treballar amb binàries espectroscòpiques de dos tipus diferents: SB1, on només es veu l’espectre d’una estrella -perquè l’altra estrella pot ser molt dèbil, pot ser un objecte compacte o alguna altra cosa-  i SB2, on es veu l’espectre de les dues estrelles.

En un sistema doble amb transferència de massa, també hi pot haver transferència de moment angular, per tant si trobem estrelles amb gran rotació (major que 200 m/s) segurament la seva procedència és d’un sistema binari, on una de les estrelles va explotar en forma de supernova.

Els escenaris possibles són els següents (figura 10). Una fugitiva es pot haver accelerat en un cúmul, llavors la rotació no ha de ser necessàriament ràpida; es pot haver accelerat en un sistema binari i la rotació seria ràpida; o es pot haver accelerat per una combinació dels dos casos i la rotació pot ser qualsevol. En el primer cas la binària serà de tipus SB2, i en els altres dos casos de tipus SB1.

Figura 10. Casos i característiques d’estrelles fugitives

Estudiant la rotació i la binarietat d’aquestes estrelles podem entendre aquests escenaris. Fins ara s’havien trobat estrelles fugitives per un costat, i s’havia estudiat la rotació d’estrelles massives per un altre costat, però no s’havia fet un estudi conjunt de tot plegat.

El resultat obtingut ha estat una col·laboració entre la Universitat de Barcelona i l’Institut d’Astrofísica de Canàries, amb la publicació final del següent article: An observational study of rotation and binarity of Galactic O-type runaway stars.

Vam treballar amb la gent de Canàries perquè ells han obtingut mots espectres d’estrelles en rotació en sistemes binaris, i nosaltres hem estudiat les estrelles fugitives. Així doncs, ens complementàvem perfectament.

Vam estudiar 214 estrelles i vam obtenir els següents resultats:

• El 82% de les estrelles fugitives estan aïllades. Això vol dir que el sistema de la creació de fugitives trenca la binarietat en forma de supernoves.
• El 12% de les estrelles fugitives han conservat la binarietat, de tipus SB1. De fet 3 de elles són sistemes emissors d’alta energia i 3 més són candidates a forats negres.
• En la població d’estrelles que roten ràpidament s’ha trobat un 44% de fugitives, i en la població d’estrelles que roten lentament s’ha trobat un 34% de fugitives. Això vol dir que hi ha més relació entre fugitives i de ràpida rotació, el que significa també que venen de sistemes binaris amb explosions de supernoves.
• El nombre d’estrelles fugitives aïllades és un 45% del total, que es veuen de tipus SB1 és el 24% i que es veuen de tipus SB2 és el 10%. Per tant, també majoritàriament degut a explosions de supernoves.

Tot això es veu perfectament en la figura següent:

Figura 11. Classificació d’estrelles fugitives

Com us he comentat, hem treballat amb infraroig, en raigs X i en ràdio, però també en raigs gamma. Hem treballat amb els telescopis Magic de l’Observatori del Roque de los Muchachos. Concretament he passat 82 nits d’observació amb aquests telescopis obtenint dades.

Conclusions

Les conclusions del meu treball i d’aquesta xerrada són les següents:

• estrelles fugitives massives. Hem desenvolupat un mètode per trobar estrelles fugitives a la Via Làctia i n’hem identificat 175, on la meitat són nous descobriments.
• binàries d’altes energies. Hem trobat nombrosos sistemes binaris que són fugitius, alguns fins i tot candidats a contenir forats negres, i altres d’altes energies
• xocs en arc. Hem descobert nous xocs en arc amb dades infraroges que ens donen informació sobre la interacció de les estrelles amb el medi interestel·lar
• rotació i binarietat. Hem dut a terme un estudi sense precedents en rotació i binarietat d’estrelles fugitives a la Via Làctia que ens ha permès identificar empremtes sobre els seus orígens

El proper mes de desembre aniré a treballar a Xile, al Observatorio Europeo Austral de la ESO, per seguir investigant aquest i altres temes.

Col·loqui

Aquestes estrelles fugitives són capaces de sortir de la Via Làctia? I podrien tornar a tenir una velocitat més baixa?
Hi ha una diferència molt gran entre les fugitives (200-300 km/s) i hiperveloces (500-2500 km/s). Les primeres no es poden escapar de la Via Làctia mentre que les segones sí. A més, són estrelles que viuen molt poc temps i no poden anar molt lluny.

La pols interestel·lar frena aquestes estrelles?
Realment no, perquè la pols és molt poc densa i no afecta les estrelles. Calculem que són 4 partícules per centímetre cúbic.

Les estrelles fugitives poden tenir un sistema planetari? I si en tenen, es comportarien com el Sistema Solar?
No soc experta d’aquesta tema però com que viuen tan poc temps potser no es pot arribar a desenvolupar un sistema planetari.