Cuando los remanentes de supernovas, luego del gran estallido de la estrella, son extremadamente densos, se transforman en unos extraños objetos celestes que se han denominado magnetares. Estos son los generadores de los campos magnéticos más potentes de los que se conocen en el Universo. Estos imanes naturales resultan ser millones de veces más intensos que cualquiera que se pueda crear en la Tierra.
Un equipo de astrónomos europeos ha usado el telescopio VLT (Very Large Telescope) del European Southern Observatory (ESO) para hallar lo que se cree es la estrella compañera de un magnetar. Si el descubrimiento se confirma, ayudaría a explicar cómo se produce la formación de un magnetar, un misterio que lleva ya tres décadas y media sin resolverse.
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| Sistema binario de contacto. Imagen realizada en Blender por el autor. |
Cuando una estrella masiva colapsa por gravedad al extinguirse sus fuegos nucleares, tras el estallido de supernova quedará un remanente denominado estrella de neutrones o un agujero negro (estos remanentes serán función de la masa de la estrella antes y después del colapso). Un magnetar es una forma inusual y exótica de remanente de supernova. Es en sí una estrella de neutrones, pero es rara en su especie. Como todos estos objetos extraños, son pequeños y extraordinariamente densos (una porción de estrella de neutrones hipotética del tamaño de una cabecita de alfiler pesaría aquí en la Tierra tanto como un barco petrolero cargado). Estos remanentes se caracterizan también por poseer intensos campos magnéticos liberando desde sus superficies rayos gamma de gran intensidad. Estos se producen cuando el magnetar atraviesa una etapa de ajuste repentino, conocida como terremoto estelar o starquake. La acción de estos terremotos en las estrellas se debe a las grandes tensiones que tienen lugar en sus cortezas.
Situado a una distancia de 16 mil años luz de la Tierra, el cúmulo estelar Westerlund 1 alberga uno de los 24 magnetares conocidos en la Vía Láctea. Se denomina CXOU J164710.2-455216 y ha intrigado enormemente a los astrónomos.
En un trabajo anterior presentado por ESO (ver aquí), se demostró que el magnetar hallado dentro del cúmulo Westerlund 1 debe haber nacido de la explosión de una estrella de unas 40 masas solares (ver aquí). Pero este hecho representa un problema en sí mismo, ya que teóricamente el colapso de una estrella tan masiva daría origen a un agujero negro, no una estrella de neutrones. (Siempre que el remanente supere el límite de TOV, colapsará a una estrella de neutrones)
"No entendíamos cómo podía haberse transformado en magnetar", afirmó Simon Clark, autor principal del artículo que expone estos resultados.
Aunque los astrónomos han propuesto una solución para esto. Afirman que los magnetares se forman a partir de sistemas binarios, donde sus miembros son muy masivos y orbitan muy cerca mutuamente. Un sistema binario de estas características contendría dos estrellas mucho más masivas que el sol orbitando a una distancia menor que el radio de la órbita terrestre. Hasta el momento no se había detectado ninguna estrella acompañante en la ubicación de un magnetar, ni tampoco en el conocido magnetar de Westerlund 1.
De manera que los astrónomos utilizaron el VLT para buscarla en otras partes del cúmulo. Buscaron estrellas fugitivas, que son aquellas que escapan del cúmulo a grandes velocidades, las que podrían haber sido expulsadas de la órbita por la explosión de la supernova que formó al magnetar. Se descubrió entonces una estrella, conocida como Westerlund 1-5, que parecía encajar perfectamente con lo que buscaban.
Ben Ritchie, de la Open University, coautor del nuevo artículo, opina que no es sólo que esta estrella tenga la alta velocidad esperada si está siendo impulsada por una explosión de supernova, sino que además parece imposible replicar, en una estrella individual, las condiciones de baja masa, alta luminosidad y abundancia de carbono en la composición, lo cual sería un pista indicativa que debe haberse formado, originalmente, con una compañera binaria".
Este descubrimiento permitió a los astrónomos reconstruir la historia de la vida de la estrella que permitió la formación del magnetar en lugar del esperado agujero negro.
Formación del magnetar
En la primera etapa del proceso de formación de un magnetar, la estrella más masiva de la pareja comienza a quedarse sin combustible antes que su compañera, dado que al poseer mayor masa quema más rápido sus reservas de combustible nuclear. De esta manera, comienza una transferencia de material de sus capas externas hacia su estrella acompañante, la cual está destinada a convertirse en magnetar. Por conservación del momento angular, esta estrella que recibe el material de su compañera más masiva comienza a girár más rápidamente. Esta rápida rotación parece ser el ingrediente esencial en la formación del campo magnético intenso del magnetar.
En la segunda etapa del proceso de formación de un magnetar, y como resultado de esta transferencia de masa, la propia compañera llega a ser tan masiva que, a su vez, emite al espacio una gran cantidad de esta masa recientemente adquirida. Gran parte de esta masa se pierde, pero una parte pasa de nuevo a la estrella original, la que todavía hoy brilla y es conocida como Westerlund 1-5.
Francisco Najarro, del Centro de Astrobiología de España, miembro del equipo de investigación, concluye que este proceso de intercambio de material ha sido el que ha proporcionado a Westerlund 1-5 su firma química única, y el que ha permitido que la masa de su compañera encoja a niveles lo suficientemente bajos como para que nazca un magnetar en lugar de un agujero negro.
De manera que en la receta para la formación de un magnetar se requiere de un ingrediente irrenunciable que es un sistema binario con componentes cercanos y masivos. La rápida rotación generada por la transferencia de masas entre las dos estrellas sería el origen de generación del campo magnético ultra fuerte que caracteriza a un magnetar. Finalmente, en una segunda fase de transferencia de masa, el futuro magnetar colapsará hacia un agujero negro dado que la degeneración entre neutrones no resiste más allá de las 3,44 masas solares.
Pf: Mariano Miguel Lanzi
Fuente: ESO
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