ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Mar Carretero, 6 de noviembre de 2025.

Hoy hablaré de estrellas fugaces, un tema del que quizás no hayáis oído hablar mucho, ya que es un campo que apenas está empezando a emerger ahora. Os explicaré lo que he investigado con la misión Gaia durante los cuatro años de mi doctorado en la Universidad de Barcelona, bajo la dirección del doctor Marc Ribó Gómez y del doctor Josep María Paredes.

Las estrellas masivas

Nuestra galaxia está repleta de estrellas muy diversas: hay de más calientes y de más frías, de colores diferentes, con masas variadas... En este gráfico he ordenado las estrellas desde las más frías y menos masivas hasta las más calientes y con temperaturas extremas (figura 1).

Figura 1. Los diferentes tipos de estrellas que existen

Yo me he centrado en el estudio de las estrellas masivas, azules, que pueden tener hasta cien veces la masa del Sol. Son estrellas muy especiales, con una masa y una temperatura enormes, que las vinculan a fenómenos clave en la galaxia y en el Universo en general.

Aunque son las más importantes para la evolución galáctica y relacionadas con los procesos más energéticos —como la formación de supernovas—, hay muy pocas: solo representan el 1 % de todas las estrellas. Además, tienen una vida muy corta. Se forman, queman el hidrógeno a gran velocidad debido a su masa elevada y, de repente, explotan en forma de supernova, creando un agujero negro o una estrella de neutrones. Son cruciales para generar elementos químicos esenciales —incluso para la vida—, pero el tiempo limitado y la muestra escasa hacen que sean difíciles de estudiar. Esto deja muchas preguntas abiertas.

La definición más formal de estas estrellas es la siguiente: en astrofísica, consideramos estrellas masivas aquellas con más de 8 masas solares, con altas luminosidades y vientos estelares muy potentes. Con los nuevos telescopios y vigilancias de todo el cielo, hemos descubierto un hecho inesperado: estas estrellas no están aisladas, sino que suelen formar sistemas binarios. Esto cambia completamente el paradigma, porque no evolucionan solas, sino en pareja, muy cerca la una de la otra, lo que permite interacciones que alteran su evolución.

La figura 2 -obtenida de un artículo de 2023- resume bien la fracción de multiplicidad de las estrellas en función de sus masas o tipos espectrales (relacionado con la temperatura). La multiplicidad indica cuántas estrellas tienen al menos una compañera. Como veis, casi el 100 % de las estrellas de tipo O y B están en sistemas binarios o múltiples (incluso triples o cuádruples).

Figura 2. Proporción de estrellas binarias en función de su masa

Los sistemas estelares dobles

En la figura 3 se muestra la evolución de un sistema binario. Inicialmente, la estrella más masiva traspasa masa a su compañera, lo que la hace crecer y puede generar un disco de acreción, emitiendo rayos X o incluso rayos gamma. Más adelante, llega la formación de un objeto compacto: la explosión de supernova crea un agujero negro o una estrella de neutrones. La evolución puede continuar hasta formar binarias dobles de objetos compactos, con emisión de ondas gravitacionales. Nada de esto pasaría sin los sistemas binarios.

Figura 3. Evolución de los sistemas dobles

Todo lo que sucede después de estas interacciones se conoce como "productos post-interacción". Los resultados obtenidos pueden ser: fusiones (mergers), rotadoras rápidas (por transferencia de momento angular), estrellas de tipo helio o Wolf-Rayet (con vientos fuertes), estrellas fugaces, gamma-ray bursts, binarias de objetos compactos con ondas gravitacionales, o sistemas emisores de rayos X y gamma. En mi tesis doctoral me he centrado principalmente en las estrellas fugaces.

Las estrellas masivas fugaces

Vamos al núcleo de la charla: las estrellas masivas fugaces. Ya he explicado cuáles son las masivas, ahora vamos a ver qué significa fugaces.

Las estrellas fugaces son aquellas con una velocidad mucho más alta que las estrellas de su entorno. Todas las estrellas giran alrededor del centro de la galaxia de una manera ordenada, pero estas estrellas tienen velocidades excesivas porque algo las ha acelerado.

Los astrofísicos clasificamos las estrellas según su velocidad en tres grandes categorías: estrellas caminantes, con velocidades moderadas de menos de 30 km/s; estrellas fugaces, con velocidades que pueden llegar a 200 km/s; y estrellas hiperveloces, con velocidades de 500 km/s y más, y que podrían escapar de la Vía Láctea.

Para las fugaces que yo he estudiado, hay dos escenarios principales. El primero es la explosión de una supernova en un sistema binario. Estas explosiones pueden romper el sistema, lanzando la compañera a gran velocidad (o a ambas por separado), o mantenerlo unido como un sistema binario fugitivo, posiblemente con un objeto compacto. Y el segundo es debido a los cúmulos estelares: lugares donde se acumulan muchas estrellas que interaccionan gravitacionalmente entre ellas. Cuando hay tanta densidad en un mismo punto, las interacciones pueden hacer que algunas estrellas ganen inercia y sean eyectadas a gran velocidad fuera del cúmulo.

La cosa se puede complicar aún más si combinamos los dos escenarios. Por ejemplo, un sistema binario puede ser expulsado del cúmulo y, posteriormente, una supernova le da un segundo empujón. Esto es lo que se conoce como el escenario de dos pasos (two-step ejection), donde hay dos procesos de aceleración: primero la eyección del cúmulo y después la explosión de supernova.

Teníamos estas teorías, pero aún no entendíamos qué escenario predomina en la Vía Láctea. Hasta ahora, estas estrellas se habían estudiado principalmente en las nubes de Magallanes, galaxias satélites que interaccionan con la nuestra, pero no en la propia Vía Láctea. En mi tesis doctoral he intentado responder la pregunta de cuál es el escenario dominante.

Además, en el escenario de la supernova dentro de un sistema binario, si el sistema permanece ligado después de la explosión, podemos acabar con una binaria de alta energía: un objeto compacto (agujero negro o estrella de neutrones) orbitando una estrella masiva. Este sistema puede acrecer material y convertirse en una binaria de rayos X o de rayos gamma, emitiendo energías muy altas. Aquí conectamos la física de estrellas masivas con la física de altas energías, y esto también ha sido un punto importante de mi tesis, partiendo de las estrellas fugaces.

He intentado identificar estos sistemas estudiando una muestra de estrellas fugaces. Ahora os hablaré de estos dos tipos de binarias. Tanto las binarias de rayos X como las de rayos gamma consisten en una estrella masiva y un objeto compacto. La diferencia es fenomenológica: las de rayos X tienen el pico de emisión en rayos X; las de rayos gamma, en rayos gamma.

De estas últimas, solo se conocen 9 en todo el Universo —son sistemas muy raros y poco entendidos. Antes de mi tesis, 3 de estos 9 ya se sabía que eran fugaces. Esto sugiere una conexión entre la formación de estos sistemas tan peculiares y el hecho de ser fugaces. Pero las estrellas masivas fugaces no solo están relacionadas con estos sistemas; tienen un papel clave en muchos ámbitos de la astrofísica. Son esenciales para entender la evolución estelar en sistemas binarios, ya que una ruptura del sistema cambia completamente su destino. También ayudan a estudiar los cúmulos estelares: si pierden estrellas a lo largo de su vida, varía la masa total del cúmulo y, por tanto, su evolución.

Además, estas estrellas emiten vientos potentes que ionizan y enriquecen el medio interestelar. En mis resultados veremos cómo esta interacción con el medio puede crear estructuras como bow shocks (choques en arco). Y como están ligadas a la formación de supernovas y objetos compactos, estos choques pueden acelerar partículas relativistas, generando emisión en rayos X, rayos gamma e, incluso, rayos gamma de ultra-alta energía.

Vemos pues, que son estrellas poco conocidas, pero con una relevancia enorme para entender múltiples fenómenos. Por eso hay que estudiarlas sistemáticamente. En la figura 4 se ve el resultado de varios trabajos previos de búsqueda de estrellas fugaces, tanto en la Vía Láctea como en las nubes de Magallanes. Los colores indican tipos espectrales: azul para estrellas de tipo O (las más calientes y masivas), lila para muestras mixtas O y B, y rojo para tipo B (masivas, pero menos calientes). Todos estos estudios encontraban una fracción significativa de fugaces —entre el 20 % y hasta el 50 % en algunos casos—, pero con mucha dispersión porque utilizaron datos diferentes (del satélite Hipparcos y de los primeros catálogos de Gaia) y métodos no homogéneos. Con datos antiguos, los errores eran mayores y la dispersión, inevitable.

Figura 4. Porcentaje de estrellas fugaces en diferentes estudios

Faltaba un método estándar y sistemático para clasificarlas. Ahora, con el catálogo Gaia DR3, tenemos la precisión necesaria en paralaje, movimientos propios y velocidades radiales para calcular velocidades peculiares con gran fiabilidad —clave para identificar estrellas que se mueven rápido.

Gaia

Gaia ha sido una misión de la Agencia Espacial Europea —con fuerte participación de la Universidad de Barcelona y el IEEC— que ha creado el mapa más detallado jamás hecho de nuestra galaxia. Gracias a ella, estamos entendiendo aspectos fundamentales de la Vía Láctea que, a pesar de estar tan cerca, eran difíciles de estudiar.

Los datos de DR3 se publicaron en 2021, justo cuando empecé la tesis. Gaia se lanzó en 2013 y ha ido publicando datos en diferentes entregas (DR1, DR2, DR3...), todas abiertas a la comunidad. Las observaciones terminaron este año 2025, pero aún quedan muchos datos por procesar y futuras entregas por venir. Es decir, el trabajo con Gaia continúa.

Búsqueda de estrellas fugaces

Ahora os explicaré los resultados principales de mi investigación, estructurados en tres líneas. La primera fue la búsqueda sistemática de estrellas fugaces en la Vía Láctea; después investigamos la interacción de estas estrellas con el medio interestelar; y finalmente, investigamos la rotación y la binariedad de estas estrellas. Todo esto conformó mi tesis doctoral.

Vamos a la primera parte: la búsqueda sistemática de estrellas fugaces. Nos centramos en estrellas de tipo O y tipo B, ya que están potencialmente relacionadas con la formación de objetos compactos y binarios de alta energía. Partimos de catálogos que contenían estas estrellas y los cruzamos con los datos de Gaia para obtener información de máxima calidad. Además, aplicamos filtros de calidad estrictos —porque, aunque Gaia es excelente, algunas medidas de paralaje pueden tener errores significativos—. Así limpiamos la muestra y obtuvimos un conjunto final fiable. Después de este proceso, trabajamos con dos catálogos: el GOSC Gaia DR3, con 417 estrellas (principalmente tipo O), y el BeSS Gaia DR3, con 1.335 estrellas (tipo B). Esta fue nuestra muestra inicial.

En la figura 5 se muestra la distribución de estas estrellas en coordenadas galácticas (longitud y latitud). El grado 0 corresponde al plano galáctico, y vemos que la mayoría están cerca, pero con cierta dispersión. Algunas, incluso, están completamente fuera. Fijaos en la diferencia entre catálogos: el de tipo O tiene muchas menos estrellas —ya que son más raras— y una distribución menos homogénea, influida por surveys específicos en ciertas regiones del cielo.

Figura 5. Distribución de estrellas O (izquierda) y B (derecha)

Para identificar estrellas fugaces, primero hay que calcular sus velocidades y después definir un criterio de "rápidez". Trabajamos en un sistema de referencia con dos componentes de velocidad —no tres—, porque Gaia no proporciona velocidades radiales fiables para estos tipos de estrellas (el instrumento no está optimizado para ellas). Aun así, con 2D ya pudimos detectar movimientos anómalos. El criterio para definir una estrella como fugaz fue el siguiente: si su velocidad peculiar respecto a la curva de rotación galáctica superaba las 3σ (tres desviaciones estándar) se consideraba una estrella fugaz. Esto es técnico, pero robusto.

Y aquí viene el resultado atractivo: estas son las figuras en velocidades 2D (figura 6). El eje vertical es la componente perpendicular al plano galáctico (hacia arriba o abajo); el horizontal, la tangencial (paralela al plano). Las estrellas normales (negras) están centradas cerca de (0,0), mientras que las fugaces (en color) se desvían claramente: algunas llegan a 50, 100 y hasta 200 km/s.

Figura 6. Velocidades radial y tangencial de las estrellas O (izquierda) o B (derecha).

Para el catálogo de estrellas de tipo O encontramos 106 estrellas fugaces, de las cuales 42 fueron nuevos descubrimientos. Para el de tipo B: 69 fugaces, con 47 nuevas. Esto representa un 25 % de fugaces entre las O y solo un 5 % entre las B. Además, las O llegan a velocidades de 210 km/s, mientras que las B se quedan en unos 130 km/s. Hay diferencias evidentes. Un detalle interesante: en nuestra muestra recuperamos LS 5039, una binaria de rayos gamma conocida como fugaz. Nuestro método funciona.

En la figura 7 tenéis nuestras fugaces superpuestas al mapa de Gaia DR3, con los movimientos propios indicados. Vemos muchas estrellas por encima y por debajo del plano galáctico —un indicio claro de que han sido eyectadas.

Figura 7. Estrellas fugaces en la Vía Láctea

 Todos estos datos los publicamos abiertamente en VizieR, una base de datos astronómica accesible a todo el mundo. Profesores, estudiantes o curiosos pueden descargarlos y trabajar con ellos: distancias, velocidades, etc. Es una herramienta pedagógica fantástica.

Calculamos la dispersión en latitud galáctica: las fugaces tienen 2-3 veces más dispersión que las normales. Esto confirma que se han alejado del plano donde nacieron —el disco galáctico-debido a un proceso de eyección. Al dividir por tipo espectral (y por tanto por masa/temperatura), vimos cómo el porcentaje de fugaces disminuye drásticamente de las O a las B: hay cinco veces más fugaces entre las O. Esto sugiere una preferencia por el escenario dinámico en cúmulos: cuánto más masiva es la estrella, más fácil es que sea expulsada por interacciones gravitacionales en un cúmulo denso. El escenario de supernova binaria, en cambio, parecía menos eficiente para las más masivas y más relevante para las B.

Aquí tenéis la figura inicial con todos los trabajos previos —ahora con nuestros puntos añadidos— (figura 8). Nuestro método es más homogéneo y usa los datos más precisos (Gaia DR3). Si debéis apostar por un valor, yo apostaría por los nuestros: 25 % para estrellas de tipo O y 5 % para estrellas de tipo B.

Figura 8. Porcentaje de estrellas fugaces en diferentes estudios y el nuestro (flechas)

Binarias de alta energía fugaces

Después estudiamos las binarias que emiten en alta energía y que podían ser fugaces. Tomamos nuestra muestra de estrellas fugaces y las cruzamos con catálogos de estrellas binarias de alta masa que emiten en rayos X y en rayos gamma -específicamente con los datos de Gaia- y encontramos siete objetos de este tipo. Aunque el muestreo es pequeño, esto significa que en esta población de binarias tenemos un porcentaje de fugaces mucho mayor que el que se encuentra en las estrellas de tipo O y B, y que, por tanto, las estrellas de alta masa emisoras de rayos X y gamma están bastante relacionadas con las fugaces.

Y después estudiamos qué les pasa a estas estrellas al moverse por el medio interestelar. Estas estrellas fugaces van tan rápido que, a medida que se desplazan, van barriendo todo el gas y el polvo que encuentran y provocan arcos y ondas de choque. El polvo se calienta, emite en infrarrojo y por eso lo podemos ver en imágenes en esta longitud de onda. Además, se aceleran partículas que también emiten en otras longitudes de onda como rayos X o rayos gamma. Estos choques en arco son importantes para poder estimar la densidad del medio interestelar, que, a su vez, sirve para entender mejor la formación de estrellas y la propia física de estos choques. Y para ligarlo todo, encontramos un caso que es un sistema binario de emisión de alta energía, fugaz y que presenta un choque en arco. Se llama Vela X-1 y fue perfecto para mi tesis doctoral (figura 9).

Figura 9. Imagen de Vela X-1

Para encontrar estos sistemas buscamos en catálogos de datos infrarrojos del satélite WISE, lo relacionamos con los datos de Gaia, y creamos diferentes categorías según lo que observamos. Encontramos bow shocks (arcos), bubbles (burbujas), estructuras intermedias o estructuras diversas y complejas.

Después quisimos ir más allá y observamos estos objetos en ondas de radio. Tomamos datos de diferentes catálogos radio que están disponibles, pero no encontramos nada concluyente. En algún caso encontramos alguna estructura, pero sin contrapartida real con lo que se había observado en infrarrojo. Debido al poco éxito, hicimos una propuesta de observación en radio, concretamente con el VLA (Very Large Array) de los Estados Unidos, y pudimos observar 8 de los choques en arco. Tampoco encontramos ninguna contrapartida. Seguiremos observando con las nuevas redes de radiotelescopios que existen.

Rotación y binariedad en estrellas fugaces

Continuando con el estudio de las estrellas fugaces, estudiamos sus propiedades en rotación y en binariedad, es decir, cuán rápido giran y si forman sistemas binarios. Trabajamos con binarias espectroscópicas de dos tipos diferentes: SB1, donde solo se ve el espectro de una estrella -porque la otra estrella puede ser muy débil, puede ser un objeto compacto o alguna otra cosa- y SB2, donde se ve el espectro de las dos estrellas.

En un sistema doble con transferencia de masa, también puede haber transferencia de momento angular, por tanto, si encontramos estrellas con gran rotación (mayor que 200 km/s) seguramente proceden de un sistema binario, donde una de las estrellas explotó en forma de supernova.

Los escenarios posibles son los siguientes (figura 10): una fugaz se puede haber acelerado en un cúmulo, entonces la rotación no tiene que ser necesariamente rápida; se puede haber acelerado en un sistema binario y la rotación será rápida; o se puede haber acelerado por una combinación de los dos casos y la rotación puede ser cualquiera. En el primer caso la binaria será de tipo SB2, y en los otros dos casos de tipo SB1.

Figura 10. Casos y características de estrellas fugaces

Estudiando la rotación y la binariedad de estas estrellas podemos entender estos escenarios. Hasta ahora se habían encontrado estrellas fugaces por un lado, y se había estudiado la rotación de estrellas masivas por otro lado, pero no se había hecho un estudio conjunto de todo ello. El estudio ha sido una colaboración entre la Universidad de Barcelona y el Instituto de Astrofísica de Canarias, con la publicación final del siguiente artículo: An observational study of rotation and binarity of Galactic O-type runaway stars. Trabajamos con la gente de Canarias porque ellos han obtenido muchos espectros de estrellas en rotación en sistemas binarios, y nosotros hemos estudiado las estrellas fugaces. Así pues, nos complementábamos perfectamente.

Estudiamos 214 estrellas y obtuvimos los siguientes resultados:

• El 82% de las estrellas fugaces están aisladas. Esto significa que el sistema de creación de fugaces rompe la binariedad en forma de supernovas.
• El 12% de las estrellas fugaces han conservado la binariedad, de tipo SB1. De hecho 3 de ellas son sistemas emisores de alta energía y 3 más son candidatas a agujeros negros.
• En la población de estrellas que rotan rápidamente se ha encontrado un 44% de fugaces, y en la población de estrellas que rotan lentamente se ha encontrado un 34% de fugaces. Esto significa que hay más relación entre fugaces y de rápida rotación, lo que significa también que vienen de sistemas binarios con explosiones de supernovas.
• El número de estrellas fugaces aisladas es un 45% del total, que se ven de tipo SB1 es el 24% y que se ven de tipo SB2 es el 10%. Por tanto, también mayoritariamente debido a explosiones de supernovas. Todo esto se ve perfectamente en la figura siguiente:

Figura 11. Clasificación de estrellas fugaces

Como os he comentado, hemos trabajado con luz infrarroja, rayos X y ondas de radio, pero también en rayos gamma. Hemos trabajado con los telescopios Magic del Observatorio del Roque de los Muchachos. Concretamente pasé 82 noches obteniendo datos con estos telescopios.

Conclusiones

 Las conclusiones de mi trabajo y de esta charla son las siguientes:

• Estrellas fugaces masivas. Hemos desarrollado un método para encontrar estrellas fugaces en la Vía Láctea y hemos identificado 175, donde la mitad son nuevos descubrimientos.
• Binarias de altas energías. Hemos encontrado numerosos sistemas binarios que son fugaces, algunos incluso candidatos a contener agujeros negros, y otros de altas energías.
• Choques en arco. Hemos descubierto nuevos choques en arco con datos infrarrojos que nos dan información sobre la interacción de las estrellas con el medio interestelar
• Rotación y binariedad. Hemos llevado a cabo un estudio sin precedentes en rotación y binariedad de estrellas fugaces en la Vía Láctea que nos ha permitido identificar huellas sobre sus orígenes.

Coloquio

¿Estas estrellas fugaces son capaces de salir de la Vía Láctea? ¿Y podrían volver a tener una velocidad más baja?
Hay una diferencia muy grande entre las fugaces (200-300 km/s) e hiperveloces (500-2500 km/s). Las primeras no pueden escapar de la Vía Láctea mientras que las segundas sí. Además, son estrellas que viven muy poco tiempo y no pueden ir muy lejos.

¿El polvo interestelar frena estas estrellas?
Realmente no, porque el polvo es muy poco denso y no afecta a las estrellas. Calculamos que son 4 partículas por centímetro cúbico.

¿Las estrellas fugaces pueden tener un sistema planetario? ¿Y si lo tienen, se comportarían como el Sistema Solar?
No soy experta en este tema, pero como viven tan poco tiempo quizás no se puede llegar a desarrollar un sistema planetario.