ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronòmica de Sabadell. Nadia Blagorodnova, 30 de abril de 2025

Es un placer estar aquí, y quisiera empezar con una pequeña oda a la importancia del entusiasmo. Por ejemplo, la revista The Astronomer —que comenzó a publicarse en 1964 bajo el nombre The Casual Astronomer— decía que tener un telescopio no te convierte en astrónomo. Hay mucha gente que se compra uno, lo utiliza durante un tiempo y luego lo abandona para dedicarse a otra afición. El entusiasmo es lo que realmente importa. Es el entusiasmo lo que debe nacer dentro de nosotros y seguir motivándonos a hacer descubrimientos y a hacer ciencia. Y eso es esencial.

Vamos al tema. Nuestro Sol es una estrella de tipo G y es solitaria. A veces cuesta imaginar un mundo con dos soles —parece ciencia ficción—, pero de hecho, cada vez se descubren más exoplanetas con dos estrellas. Estos sistemas con dos soles, llamados sistemas binarios, no son una rareza: son bastante comunes. Y hay incluso sistemas más complejos: sistemas de tres estrellas con estructuras jerárquicas. La naturaleza no deja de sorprendernos.

Todo esto puede parecer difícil de imaginar, especialmente para nosotros, que vivimos con un solo Sol. Pero debemos hacer el ejercicio de imaginar y aceptar que el Universo es mucho más rico y complejo de lo que jamás podríamos pensar. Si nos fijamos en las estadísticas, varios estudios han analizado las poblaciones de estrellas binarias y han obtenido resultados sorprendentes. Por ejemplo, entre estrellas como el Sol, la fracción de sistemas binarios es algo inferior al 20%. Pero cuando observamos estrellas más masivas, de unas diez masas solares, esta fracción se acerca al 100%, e incluso puede superarse si contamos sistemas con múltiples compañeras. Esto significa que no solo existen sistemas binarios, sino también triples o incluso más complejos.

Es una tendencia clara: cuanto más masiva es una estrella, más probabilidades tiene de tener una compañera. De hecho, casi todas las estrellas masivas nacen con una compañera cercana. Este es un punto clave. El Universo no está formado por estrellas solitarias, sino que muchas viven en sistemas múltiples, y esas compañeras pueden desempeñar un papel crucial en la evolución estelar.

Si las estrellas no interactuaran y simplemente evolucionaran solas, el Universo sería mucho más aburrido. Pero sabemos que evolucionan, y lo hacen de forma dinámica y, a menudo, sorprendente. Tomemos como ejemplo una estrella de cinco masas solares. Al principio, quema hidrógeno en su núcleo durante millones de años. Cuando se le acaba el combustible, la gravedad toma el control y la hace contraerse. Las capas inmediatas al núcleo se calientan y alcanzan la temperatura de fusión del hidrógeno, pero solo en una capa exterior: es lo que llamamos hydrogen shell burning. Este proceso hace que las capas externas de la estrella se expandan de forma repentina, multiplicando su radio casi por diez en muy poco tiempo.

A continuación, la estrella vuelve a contraerse hasta que puede empezar a quemar helio en el núcleo. Cuando este también se agota, sufre una nueva crisis y vuelve a expandirse. Y aquí viene la pregunta clave: ¿qué pasa si esta estrella tiene una compañera? Esa compañera puede encontrarse a diferentes distancias, y si está lo suficientemente cerca, puede llegar a recibir material a través de una transferencia de masa. Dependiendo de cómo hayan nacido estas dos estrellas, pueden llegar a interactuar en cualquier momento de su vida: al principio, a la mitad o al final.

Figura 1. Clasificación de los sistemas estelares binarios.

¿Qué pasa cuando las estrellas interactúan? Hay diversas configuraciones posibles. Cada estrella está confinada dentro de su propio potencial gravitatorio, que llamamos lóbulo de Roche, y que depende de su masa. Podemos imaginar una analogía con dos pozos de potencial: uno para cada estrella. Cada estrella llena su pozo hasta cierto nivel, pero mientras ninguna sobrepase ese límite, no hay interacción entre ellas.

Al principio de su vida, estas estrellas pueden convivir perfectamente sin interactuar, y esto puede durar millones y millones de años, especialmente si son estrellas de baja masa, ya que evolucionan muy lentamente. Pero, como hemos visto, a lo largo de su evolución las estrellas experimentan cambios en su radio: primero pequeños, luego mucho mayores. Durante algunos de estos episodios de expansión, una estrella puede llegar a llenar completamente su lóbulo de Roche, y su forma se distorsiona adoptando una especie de forma de lágrima. Esto sucede porque el potencial no es simétrico, sino que está modificado por la presencia de la compañera.

Cuando una estrella se expande y alcanza este límite, es como si el “nivel de agua” del pozo superase el borde y empezara a derramarse. El punto más bajo del potencial del sistema es lo que conocemos como el punto de Lagrange 1 (L1). A través de este punto, la masa puede fluir de una estrella a la otra.

Esta transferencia de masa está regulada por el grado de expansión de la estrella. Si todavía se encuentra en la secuencia principal, su radio solo aumentará ligeramente, pero ya puede comenzar a transferir material. ¿Y qué hace la compañera con esta masa? Dependerá de la configuración del sistema: puede acretarla (es decir, incorporarla), puede expulsarla como viento estelar, o puede formar un disco de acreción a su alrededor. Según la geometría y dinámica del sistema, se darán distintos escenarios.

Acretar masa no es un proceso pasivo: la compañera no solo gana masa, sino también el momento angular asociado a la materia que recibe. Esto hace que empiece a girar más rápido. Si alcanza una velocidad de rotación muy elevada —lo que llamamos el punto de break-up—, ya no puede seguir acreciendo porque empezaría a perder material por sus capas externas.

Cuando la transferencia de masa es muy elevada, este gas puede acabar llenando todo el sistema, formando una especie de nube compartida. Es lo que llamamos una binaria de contacto: las dos estrellas comparten la envoltura externa, equilibrando temperaturas, composición química y otras propiedades físicas, aunque cada una conserva su núcleo independiente.

Estas binarias de contacto pueden mantener una configuración estable durante muchísimo tiempo. En algunos casos, si la transferencia de masa es pequeña, el sistema puede evolucionar hacia una mayor separación entre las estrellas. Pero si la transferencia es sostenida y significativa, la historia se complica.

Cuando la estrella inicialmente más masiva continúa evolucionando, seguirá expandiéndose y llenando su lóbulo de Roche, transfiriendo cada vez más masa a su compañera. Esto puede llegar a provocar una inversión de masas: la compañera, que al principio era menos masiva, puede acabar siendo más masiva que la estrella que le transfería material.

Un ejemplo de este tipo de sistema es Algol, que fue un rompecabezas al principio del estudio de la evolución estelar. Se observa una estrella más masiva que todavía está en la secuencia principal, mientras que la menos masiva ya ha evolucionado, y nadie entendía por qué. Con el desarrollo de los modelos de transferencia de masa, se comprendió que la que era más masiva había cedido tanta masa a su compañera que se había convertido en la menos masiva, mientras que su compañera había ganado tanta masa que ahora era el doble de grande.

Estas situaciones representan verdaderos rompecabezas, y casos así también los encontramos en los cúmulos estelares. En un cúmulo, todas las estrellas deberían haber nacido al mismo tiempo. Pero cuando observamos cúmulos viejos, encontramos unas estrellas llamadas Blue Stragglers (rezagadas azules), que son más masivas y aparentemente más jóvenes, y no deberían estar allí. Si el cúmulo es viejo, las estrellas más masivas ya deberían haber evolucionado a gigantes rojas. Pero ahí están: jóvenes, masivas y rebeldes. Esto también se explicaría a través del ganado de masa por interacciones binarias.

El punto final de estos modelos configurativos es el Roche lobe overflow (desbordamiento del lóbulo de Roche), momento en que se está transfiriendo masa. Este proceso también puede estar causado por el viento estelar; es decir, no es necesario que las estrellas estén muy cerca.

Hay, por ejemplo, binarias de rayos X de alta masa, donde una de las estrellas tiene un viento muy fuerte, y su compañera, aunque esté algo más lejos, es capaz de capturar parte de esa masa y acrecerla. Estas son algunas de las configuraciones posibles.

Y si nos preguntamos cuál es la estadística de las estrellas que se encuentran en cada una de estas fases, podemos consultar algunos estudios. Imaginemos que hay una población donde se forman estrellas de manera continua. Tenemos una función inicial de masas: se forman muchas estrellas pequeñas y pocas grandes. Con el tiempo, se van formando y, tras unos cuantos millones de años, hacemos un recuento para ver en qué fase se encuentra cada estrella. Las que están solas representan un 22%. ¡Menos de una cuarta parte son estrellas solitarias! El 50% se encuentran en un sistema binario antes de comenzar la transferencia de masa. Como hemos dicho, las estrellas pequeñas evolucionan muy lentamente y su radio crece poco a poco: cada una permanece dentro de su lóbulo de Roche y no hay interacción. Este caso es común porque las estrellas pequeñas viven mucho tiempo.

Sin embargo, hay un 28% que ya son producto de la interacción entre estrellas en sistemas binarios. Algunas son binarias semiseparadas, que en este momento están transfiriendo masa; otras son post-transferencia de masa, que ya han completado ese proceso; y otras ya se han fusionado.

Todo esto demuestra, una vez más, que si queremos entender nuestro Universo, entender las estrellas binarias es fundamental, porque realmente dominan este panorama.

¿Qué pasa cuando las dos estrellas interactúan? Os hablaré de un caso interesante: las variables cataclísmicas, que están formadas por una enana blanca y una estrella en la secuencia principal con una órbita cercana.

Existe un sistema binario llamado V471 Tau, con una órbita muy próxima, de unas 12 horas, y está formado por una enana blanca y una estrella de la secuencia principal. La enana blanca todavía no debería existir porque se forman de la evolución de estrellas poco masivas, por eso sabemos que en realidad es el núcleo de una estrella más masiva que evolucionó a gigante roja, llenó su lóbulo de Roche y se formó un envoltorio común (common envelope). El rozamiento con el gas acercó a las dos estrellas y hoy en día están muy próximas. No podrían haberse formado tan juntas.

En 1976, Paczynski propuso que existía un canal de evolución binaria que era este: la Common Envelope Evolution (evolución de envoltorio común), y precisamente la idea era la que acabo de explicar. Cuando una binaria de contacto se expande tanto que la superficie de una estrella se mueve más allá de uno de los puntos de Lagrange, se forma un envoltorio común con esas estrellas. Y entonces las dos estrellas caen en forma de espiral —una hacia la otra— y ese envoltorio se expande y se pierde. La consecuencia es que el sistema se convierte en una binaria compacta, algo que inicialmente sería imposible de conseguir sin este canal evolutivo.

¿A qué condiciona esto? Supongo que más o menos conocéis el esquema típico de evolución estelar. Las estrellas pequeñas tipo Sol serán gigantes rojas, después se expandirán aún más convirtiéndose en gigantes asintóticas, y estas capas se expandirán tanto que formarán una nebulosa planetaria, y solo quedará el corazón degenerado de esa estrella como enana blanca. En cambio, las estrellas masivas se convertirán en supergigantes y al final explotarán como supernovas de colapso: la estrella no podrá soportar más su peso, implosionará y se convertirá, dependiendo de su masa inicial, o bien en una estrella de neutrones o bien en un agujero negro. Todo este modelo es muy simple, porque los únicos parámetros que nos dicen qué le pasa a una estrella, una vez se ha formado, son su masa inicial y su metalicidad. También hay otros parámetros a tener en cuenta, como los campos magnéticos, la rotación, la semiconvección, los overshooters, todos los parámetros de nucleosíntesis que tampoco conocemos muy bien, etc... pero eso es simple. Cuando introducimos las binarias, la cosa se complica un poco.

Figura 2. Diferentes canales evolutivos de los sistemas estelares binarios.

Dependiendo de las masas de las dos estrellas, puede haber transferencia de masa y se presentan distintos escenarios. En uno de los casos, tenemos una enana blanca y después se forma un envoltorio común. En otro caso, hay dos enanas blancas que, al unirse, generan una supernova termonuclear. En otro escenario, si hay una estrella masiva y una de baja masa, puede formarse una binaria de rayos X de baja masa. Si ambas son de alta masa, se forma una binaria de rayos X de alta masa; estas siguen evolucionando hasta que terminan formando un sistema de dos estrellas de neutrones o dos agujeros negros. Finalmente, estos dos objetos se fusionan emitiendo ondas gravitacionales. Si no fuera por los sistemas binarios, no habríamos detectado estas ondas.

Centrémonos ahora en el período en que las dos estrellas forman un envoltorio común. Ya vimos que en 1976, Paczynski postuló la existencia de esta fase evolutiva, pero todavía conocemos muy pocos detalles. Es una fase que solo dura días. Las estrellas evolucionan durante millones de años, pero cuando alcanzan la fase de interacción con su compañera —la fase en espiral—, esta dura solo unos días, y luego ese envoltorio se expande durante siglos y, al final, tenemos un sistema compacto.

¿Pero cómo ocurren estas cosas? Esta es una fase muy intrigante e importante en la evolución de binarias. Os muestro una simulación para visualizar este proceso [la conferenciante muestra la simulación]. Se puede ver el centro de esta estrella que ya se ha expandido. La segunda estrella está justo entrando dentro del envoltorio de la primera. Esta fase es muy dinámica, muy corta, y muy atractiva para quienes hacen simulaciones hidrodinámicas de este tipo. La compañera ha ido adentrándose en el envoltorio de su compañera, generando toda esta turbulencia y, debido al movimiento orbital, ha transferido el momento angular de la órbita binaria al envoltorio gaseoso de su compañera. Esta es la fase dinámica de la evolución del envoltorio común, lo que permite acercar estos sistemas con la consecuencia de expulsar las capas más externas de la estrella principal fuera del sistema.

Todo esto está muy bien: hidrodinámica, simulaciones… pero podemos preguntarnos: ¿ha habido observaciones? Soy astrónoma observacional y me alegra mucho decir que sí. En 1988 se detectó la primera observación de un objeto que correspondía a una fusión de este tipo.

En esa época, la gente no lo sabía. Estos astrónomos estaban haciendo un mapeo observando la galaxia de Andrómeda y estaban tomando espectros de unas gigantes rojas. Vieron que había otra gigante roja que no tenían catalogada ni sabían de dónde había salido. La llamaron "red variable" porque pensaban que era una estrella variable y era muy roja. Le tomaron un espectro y vieron que en las longitudes de onda más rojas presentaba un pico de emisión y también tenía líneas de emisión de hidrógeno. Les sorprendió bastante: era una gigante roja que había aparecido de la nada y además tenía emisión. La gente empezó a especular. ¿Qué era eso? Una de las hipótesis fue que era una nova por primera vez: una enana blanca que había ido acumulando material y que estallaba por primera vez. Había otras hipótesis, pero nadie sabía realmente qué era.

En 1994, un astrónomo aficionado de Japón encontró una nova en Sagitario, llamada V4332 Sgr. Era muy brillante, como se puede ver en la Figura 3, donde se compara con la actualidad. Si observamos la curva de luz, desde el momento del descubrimiento, en 30 días ya no era visible. Lo más interesante de todo fue su color. Se observó que, una vez comenzó a disminuir la luz, su color se volvió muy rojo. Normalmente, las novas se tornan azuladas porque la eyección del gas circundante las hace más transparentes y deja ver la enana blanca central, que es más brillante y azulada. Pero en este caso, ocurrió todo lo contrario.

Figura 3. Imágenes y medidas fotométricas y espectroscópicas de la nueva roja luminosa V4332 Sgr.

Se tomaron espectros y en menos de tres semanas ya se observaban muchas bandas moleculares, lo que significaba que el objeto era realmente frío. Normalmente, estas explosiones son tan calientes que tardan meses o años en enfriarse lo suficiente como para formar moléculas. Pero aquí, inmediatamente había absorción molecular. Era muy interesante. Nadie había visto nada similar antes.

Llegamos al año 2002 con el objeto V838 Mon. Este fue otro descubrimiento importante: la nueva luminosa de Monoceros (constelación del Unicornio). El descubrimiento también lo hizo un astrónomo amateur (miembro de The Photographic Sky Patrol o Nova Patrol, una iniciativa de la revista The Astronomer).

Figura 4. Imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble de V838 Mon desde mayo de 2002 hasta octubre de 2004. Se puede observar el eco de luz.

Nuevamente, este objeto se volvió rojo. Pero en este caso, no solo se vio la evolución de la nova con el tiempo, sino que se observó algo bastante espectacular: un eco de luz. Es decir, este objeto era una estrella joven, en un cúmulo de estrellas también jóvenes, donde aún quedaba mucho gas por la zona, y cuando estalló este objeto, el destello de la nova se fue expandiendo sobre ese material que reflejaba la luz. Esto permitió determinar la distancia a este objeto con mucho detalle.

Figura 5. Curva de luz de V838 Mon.

En la Figura 5 tenemos la curva de luz de este objeto con los tres filtros principales. Aquí nuevamente vemos cosas no usuales entre novas. Primero hay una subida fuerte de luz, luego una bajada, y dos subidas más con un valle intermedio. Además, esto es mucho más intenso en la luz roja, mientras que en la luz azul es mucho más débil. Esto está relacionado con la temperatura, que va enfriándose en estos objetos. Una vez más se observaba el mismo comportamiento, y muchos trabajos ya señalaban la similitud con otros objetos de Andrómeda y de Sagitario, pero aún no se sabía qué podía ser.

Había varias teorías, y la respuesta final no llegó hasta el descubrimiento de la nova galáctica V1309 Sco. Este objeto fue observado por el sondeo OGLE (Experimento de Lentes Gravitacionales Ópticas), que busca fenómenos de microlente mirando hacia el centro de la galaxia. Vieron que había mucha dispersión en la fotometría de este objeto, que luego aumentó su luminosidad, posteriormente bajó, y finalmente se observó la nova. Los autores de este trabajo se dieron cuenta de que esa dispersión no podía ser un error, ya que OGLE tiene una fotometría excelente, por lo que no podía deberse al instrumento o a la calibración. Hicieron algo muy inteligente: cortaron esta curva de luz por años, y en cada año hallaron un periodo: ¡resultó ser una binaria eclipsante! Midieron el periodo y vieron que, a lo largo de los años, había una caída exponencial del periodo. Cada vez se hacía más corto, lo que significaba que las dos estrellas se iban acercando hasta que se produjo una fusión. En ese punto dejaron de ver el sistema y fue cuando se observó otra nova roja luminosa.

Figura 6. Medidas fotométricas y del periodo de la nova roja luminosa V1309 Sco.

Este fue un punto clave y por fin se entendía lo que se había estado observando hasta ahora: se trataba de fusiones estelares. Finalmente, se pudo asociar estas novas rojas inusuales con este fenómeno de fusión estelar.

Esta es la historia feliz. Lo otro es que solo hay otro objeto que podría ser una de estas fusiones, o sea que en total solo tenemos cuatro. Se cree que hay otro del siglo XVII, pero de la era moderna solo tenemos cuatro en nuestra galaxia. Está bien, pero queremos más. Entonces, ¿qué debemos hacer? Debemos mirar fuera de nuestra galaxia.

Si observamos galaxias cercanas también vemos objetos similares. En NGC4490, en M101, en M85, en NGC45… En muchas galaxias cercanas. En la galaxia de Andrómeda, de hecho, ha habido un tercer caso. Por lo tanto, si observamos continuamente estas galaxias cercanas, podremos detectar más novas de este tipo. La única cosa es que, para ver las más brillantes, también deben ser las más masivas, y hay menos.

Si observamos en galaxias lejanas, la probabilidad de encontrar una es pequeña, pero como hay muchas galaxias, al final vemos tres o cuatro por año. Y eso ya es un número más interesante para trabajar. Con mi grupo, estamos a la búsqueda de estas novas extragalácticas, principalmente.

¿Para qué nos sirven? Una de las cosas importantes es que este tipo de eventos astrofísicos nos ayudan a llenar lo que se llama el vacío que encontramos en los transitorios (eventos astrofísicos transitorios). Si los colocamos en un diagrama (figura 7) donde representamos la luminosidad y el tiempo de duración del fenómeno, vemos que hay un vacío. Entre las supernovas y las novas clásicas había un vacío que ahora estamos llenando con estas novas rojas luminosas.

Figura 7. Gráfico de la luminosidad del pico de los transitorios en función de sus escalas temporales características. En rojo, las novas rojas luminosas llenando el vacío entre supernovas y novas clásicas.

¿Pero por qué nos importan estas novas? En primer lugar, porque son laboratorios. Ya hemos dicho que muchas estrellas evolucionan a lo largo de millones de años, pero esta fase tan corta es muy rara. Si la observamos, nos da la clave, por ejemplo, de dos cosas. La primera es: ¿qué tipo de sistema binario era esta estrella justo antes de fusionarse? Queremos determinar esto porque tenemos modelos de evolución estelar, de binarias de todo tipo, pero no sabemos si son correctos. Si tenemos observaciones, realmente podemos estudiar estos sistemas justo antes de la fusión y compararlos con lo que predicen los modelos. Y luego también podemos determinar, de alguna forma, la transferencia de masa que ha llevado a la fusión. ¿Cómo se ha transferido la masa en este sistema? ¿Cómo se ha perdido para que el sistema acabe fusionándose?

La segunda cuestión es que, como os he mostrado antes, hacemos simulaciones hidrodinámicas —que a la gente le gustan mucho—, pero también, de nuevo, no sabemos hasta qué punto son correctas. Si tenemos observaciones de un sistema en el que se ha eyectado esta envoltura estelar, podremos compararlas con las simulaciones y podremos probar diferentes físicas. ¿La radiación tiene importancia a la hora de eyectar la envoltura o no? ¿La fricción, las fuerzas de marea, el campo magnético...? Es decir, podremos incluir diferentes físicas y mirar, en esta “receta”, qué es importante y qué nos daría una respuesta compatible con lo que estamos observando.

Y, finalmente, como ya he dicho, son sistemas muy fríos, la envoltura se expande a una velocidad lenta, se forman moléculas y todo... Y claro, esto también forma polvo y gas que se escapa del sistema. Otra razón por la que son importantes es que estas novas también contribuyen al contenido total de polvo y gas interestelar. Y podemos preguntarnos cómo se comparan con otros objetos como las estrellas AGB o las supernovas.

Respecto a la primera pregunta, ¿qué era la binaria antes de la fusión?
Como se trata de galaxias cercanas, podemos ir a los archivos y buscar la posible estrella. Además, podemos tomar esta estrella y estimar sus parámetros: su temperatura o su luminosidad, y situarla en un diagrama HR. Eso mismo hicimos con una estrella de la galaxia de Andrómeda, la encontramos, calculamos sus parámetros y la pudimos situar en el diagrama HR. Se encuentra en una zona muy poco común, muy poco probable, porque es una zona de transición donde las estrellas solo permanecen unos 3.000 años. Para la vida de una estrella, eso es un abrir y cerrar de ojos. Encontrar una estrella en esta posición del diagrama HR es muy poco probable, pero si sabemos que se ha fusionado, tiene todo el sentido del mundo.

Podemos expandir este estudio, ir a otras galaxias, a otras nebulosas, y observamos también que sus estrellas progenitoras se encuentran en esta región conocida como la Laguna de Hertzsprung, que corresponde a una fase de rápida expansión. Esto es interesante porque, cuando tengamos un poco más de muestras, podremos empezar a verificar estadísticamente todos estos modelos de evolución estelar.

Otra cuestión que nos planteamos es: ¿cuáles son los mecanismos de transferencia de masa en estos sistemas binarios? Por ahora, el único sistema que nos permite estudiarlo con mucho detalle es V1309 Sco, ya que tenemos observaciones del cambio de período y también de la forma de la binaria eclipsante.

Hay algunas simulaciones que han intentado reproducir la forma y el período del sistema teniendo en cuenta el ritmo de pérdida de masa. En la simulación se ve cómo la binaria gira, empieza a perder masa del sistema, y parte de esta cola de material eyectado comienza a ocultar uno de los componentes.

Por eso también cambia la forma de la curva de luz: uno de los picos va disminuyendo con el tiempo. Si observamos el sistema casi de lado, a través del disco, esta masa eyectada tapa parcialmente la estrella, alterando la forma de la curva de luz.
Por ahora, lamentablemente, solo tenemos este sistema. Pero si descubrimos más, podremos hacer simulaciones más complejas para intentar reproducirlos y validar modelos.

¿Y qué pasa con esa masa eyectada? La masa no se escapa directamente, sino que forma una especie de espiral, se forma un disco, y luego este disco puede llegar a chocar consigo mismo.
Estos choques internos dentro del disco podrían contribuir al incremento gradual de la luminosidad que se observa antes de la fusión. En ese momento, la binaria aún está intacta, pero esta emisión procedente del disco sería la responsable del aumento de brillo.

Por ejemplo, mi equipo está intentando identificar sistemas que muestren este comportamiento. Es complicado, y hay que estudiar muy bien los datos para encontrarlos. Pero si lo consiguiéramos, sería fantástico: nos permitiría estudiar el sistema un par de años antes de su fusión final.

La otra parte importante es la dinámica de la eyección de la envoltura. Si hay una transferencia de masa y una de las estrellas entra dentro de la envoltura común, puede empezar a removerla. Entonces pueden pasar dos cosas: o bien se expulsa toda la envoltura, y nos queda el núcleo desnudo de una estrella orbitando con su compañera en una binaria muy compacta; o bien las estrellas se fusionan, eyectando parte del material, pero conservando aún una especie de envoltura alrededor.

Esto está relacionado con la transferencia de momento angular. Para hacer un paralelismo más cotidiano, podemos compararlo con una batidora: si la encendemos sin el vaso protector, la parte interior empieza a girar rápidamente y el líquido se derrama. En el sistema binario pasa algo similar: la compañera empieza a remover el gas de la envoltura, que gira tan rápido que finalmente se escapa del sistema, dejando solo la binaria en el centro.

Figura 8. Curva de luz de una nova roja luminosa y esquema explicativo de sus características.

Disponemos de varias simulaciones que, combinadas con modelos físicos, nos permiten intentar relacionar lo que observamos con un modelo que explique el origen de la emisión característica de las novas rojas luminosas.

Como ya he comentado, la pérdida de masa y los choques internos dentro del disco contribuyen a explicar la fase previa a la fusión, durante la cual se observa un ligero incremento de luminosidad.

Después, en la curva de luz, observamos el primer pico de la nova —al que llamamos pico azul—, el más caliente, seguido de una meseta y, posteriormente, de un pico rojo.

El pico azul se corresponde con la eyección de masa inicial, más caliente. Luego, esa masa colisiona con el disco circunestelar, lo que dificulta que la propagación sea esférica: si el disco es lo suficientemente denso, la masa no podrá expandirse lateralmente, sino que será expulsada preferentemente por los polos del sistema.

Este choque se propaga y genera el pico rojo, debido a la recombinación. Finalmente, cuando ese material se aleja, se expande y se enfría, y es entonces cuando se forman las moléculas y el polvo interestelar.

Si queremos entender mejor la contribución de este polvo, podemos preguntarnos: ¿cuáles son sus principales contribuyentes? Tradicionalmente, se ha considerado:

1. Las estrellas AGB, de baja masa, que pierden sus envolturas al final de su vida.
2. Las supernovas por colapso del núcleo, que expulsan grandes cantidades de material a altas velocidades.
3. Y, más recientemente, las fusiones estelares, que también pueden ser una fuente significativa.

A partir de las curvas de luz de estas novas, podemos analizar cómo evoluciona la emisión en infrarrojo y modelar la masa eyectada en cada momento. Estas emisiones pueden reproducirse con una cierta cantidad de polvo, y conociendo la metalicidad del gas, podemos estimar la masa total eyectada.

Hasta ahora, las simulaciones sugerían que las fusiones estelares podrían aportar en torno a un 5% del polvo interestelar, pero observaciones recientes con el telescopio espacial James Webb (JWST) de cuatro novas rojas luminosas, analizadas varios años después de la fusión, muestran que pueden contribuir, como mínimo, con un 25% de la contribución de polvo y gas de las supernovas por colapso del núcleo. Es decir, podrían competir directamente con ellas.

En el escenario actual, siempre se había hablado de las AGB y de las supernovas como fuentes dominantes de polvo, pero no de las fusiones estelares. Ahora estamos demostrando que estos sistemas, incluso años después, siguen expandiéndose y enfriándose, y pueden continuar formando polvo. Reitero: como mínimo, aportan un 25% de lo que aportan las supernovas por colapso del núcleo, y eso es muy relevante.

¿Y qué pasa con este material eyectado? Como hemos dicho, la existencia de un disco impide una propagación esférica, forzando una eyección hacia los polos.

Observaciones del sistema V4332 Sgr, 24 años después de su fusión, hechas con el interferómetro ALMA, nos han permitido rastrear ese gas frío. Se observa una morfología bipolar, en forma de reloj de arena, con material eyectado hacia los polos, muy parecido a las nebulosas planetarias.

Por ejemplo, la nebulosa planetaria Hen 2-428 muestra esta misma estructura. En su centro encontramos dos enanas blancas de 0,9 masas solares cada una y un período orbital de solo cuatro horas. Este sistema ha seguido precisamente el canal evolutivo que hemos descrito, y podría convertirse en una progenitora de una supernova de tipo Ia provocada por la fusión de estas dos enanas blancas.

Cuando estudiamos todas las poblaciones de nebulosas planetarias, vemos que alrededor de un 25% contienen binarias de período corto en su interior. Esto implica que muchas no se han formado exclusivamente por estrellas AGB, sino que la presencia de un compañero estelar ha contribuido claramente a la eyección de la envoltura.

Otra evidencia: algunas estrellas centrales de estas nebulosas son enanas de helio de baja masa. Una estrella así solo puede formarse a partir de una estrella de masa muy pequeña, pero esta habría necesitado más tiempo para evolucionar del que tiene el universo. Por tanto, no pueden haber evolucionado solas. Ha tenido que haber transferencia de masa por parte de una compañera.

¿Cómo las observamos? Primero se produce la fusión, y después realizamos la detección. Tenemos varios estudios activos, como el ZTF (Zwicky Transient Facility) en California o el BlackGEM, en el sur de Chile. También se ha incorporado un nuevo telescopio de un metro en la misma montaña de Palomar, especializado en infrarrojo cercano. Estas novas pueden ser tan frías que no se detectan en el óptico, pero sí en el infrarrojo.

Recientemente ha comenzado la búsqueda activa de BlackGEM desde Chile. Está formado por tres telescopios con una estructura elevada, como setas, para minimizar el seeing atmosférico.

Nos estamos centrando en un conjunto de galaxias próximas (a menos de 15 megaparsecs) que tienen imágenes de archivo del telescopio Hubble, y las observamos hasta tres veces por noche. Esto es muy valioso porque, si se produce una explosión, podremos estudiar la estrella progenitora con datos previos.

Los descubrimientos se reportan en el portal Transient Name Server, aprobado por la IAU (Unión Astronómica Internacional), abierto tanto a profesionales como a aficionados.

Este portal es muy útil: ya he mencionado el caso del aficionado japonés Itagaki, que ha liderado muchos descubrimientos de supernovas en galaxias próximas, a menudo compitiendo con equipos profesionales.

Después de un descubrimiento, realizamos un seguimiento espectroscópico para clasificar el objeto y valorar si es de interés. Si lo es, movilizamos telescopios más grandes para observarlo en varias fases.

Pero todo esto quedará pequeño comparado con lo que vendrá: a finales de este año se iniciará en Chile el Observatorio Vera C. Rubin, que llevará a cabo el Large Survey of Space and Time (LSST) durante diez años.

Este telescopio, con 8 metros de diámetro, ha sido diseñado específicamente para ello y alcanzará una profundidad cinco magnitudes más débiles que la de los instrumentos actuales. ¡Se esperan hasta 10 millones de alertas por noche!

Aquí es donde entra la inteligencia artificial. Ningún equipo humano puede analizar este volumen de datos manualmente. Necesitamos algoritmos inteligentes, sistemas de aprendizaje automático y potencia computacional para identificar las alertas más interesantes.

Para ir terminando: hemos visto cómo la evolución mediante envoltura común es un fenómeno crucial que puede transformar sistemas muy separados en sistemas compactos.

Las novas rojas luminosas son herramientas fundamentales para estudiar estas fases de evolución estelar. Nos permiten reconstruir la historia de una binaria, modelar cómo se transfiere la masa, simular las emisiones y comparar morfologías con las observadas en nebulosas planetarias.

En definitiva, espero haberos convencido de que la gran mayoría de estrellas masivas, y muchas de masa intermedia, tienen compañeras. Estudiarlas es esencial para entender el universo tal como es, un universo donde las estrellas no están solas. Las fusiones estelares no son solo teorías ni simulaciones: las hemos observado, tenemos evidencias claras, y seguimos buscando más porque nos ayudan a entender cómo las estrellas transfieren masa, cómo evolucionan, y cómo contribuyen a enriquecer el medio interestelar.

Coloquio

En los años 50 salió un libro “El mundo en el que vivimos” y ya había presentado a doble página, con toda espectacularidad, una estrella doble, con las sombras de diferentes colores, y las estrellas están representadas como tan juntas que incluso están ovaladas, no son esféricas. ¿Esto se mantiene, todavía?
Sí, sí, totalmente. Esto se debe a que el potencial de Roche no es esférico en un sistema que está rotando. Si tienes en cuenta también la rotación del sistema, estas líneas de igual potencial no son esféricas sino que tienen esa forma ovalada y si tienes sistemas muy cercanos se deforman aún más.

¿Qué debe ocurrir para que en un sistema binario, cuando explota una estrella, la otra no se separe del sistema?
Es una buena pregunta, no lo sabemos. Para que el sistema binario se mantenga, lo que se llama el kick debe ser pequeño. Ahora mismo la gente intenta hacer poblaciones de binarias o modelos de kick para mirar qué porcentaje de sistemas realmente se romperían así. También hay gente que busca estrellas que tienen un movimiento propio muy grande. Claro, esto podría ser estrellas que han sido eyectadas de una explosión de supernova hace muchos años. Entonces, es algo como una búsqueda y captura de estos sistemas para intentar estimar la distribución de velocidades. Porque no es que sea siempre la misma, sino que existe una probabilidad de una velocidad y si esa velocidad es pequeña, el sistema se mantiene y si la velocidad es grande, el sistema se rompe. Pero esto se corresponde principalmente con asimetrías de la explosión de supernova de colapso de corazón.

Existen estudios de polarimetría, por ejemplo, que intentan mirar si el área de emisión es esférica o si tiene alguna deformación, y las explosiones de supernova de colapso de corazón definitivamente no son esféricas. Hay mucha evidencia de que existe una simetría en la explosión y esta simetría puede ocasionar que, quizás, si depende de la simetría, el kick sea más fuerte o quizá sea más pequeño porque todo el kick se va hacia el otro lado.

Hay muchos factores y creo que no está muy definido. Es un área de investigación activa bastante.

¿Cuántos años de media se necesita para que se produzca una fusión?
Pues depende de cómo era la binaria inicial. Si la binaria inicial era una estrella de la secuencia principal esto es una estrella muy compacta, entonces una vez empezara a transferir demasiado ya hacer la fusión son días. Pero imagínate, la estrella ya es una AGB y está muy extendida, la compañera está lejos y empieza a entrar en el envoltorio muy despacio. Puede tardar cientos o miles de años, en acercarse lo suficiente, como para encontrar un área de densidad más alta y poder transferir ese momento angular. Por tanto, realmente depende de la evolución y el estado evolutivo de la estrella principal.

¿Ha estudiado algunas de este tipo en sistemas que no sean binarios sino triples? ¿Ha encontrado alguna?
El sistema de V838Mon era un sistema ternario. Había las dos de la mitad, que son las que se han fusionado, y una tercera que está en una órbita bastante lejana. No interacciona, pero lo que hemos visto es que una nube de éstas de gas y polvo que se ha eyectado de la fusión la ha tapado durante un tiempo. Se ha visto que esta estrella se volvía menos brillante durante unos años y después ha vuelto. Lo han podido contar. Una parte del material justamente estaba pasando por delante de la otra estrella, la ha tapado y después se ha vuelto más brillante.