¿Se puede predecir cuando va a explotar una estrella?

A escala humana podríamos decir que las estrellas son eternas. Nuestro Sol, sin ir más lejos, tiene aproximadamente 5.000 millones de años y está cerca de la mitad de su vida. Y, aunque no todas las estrellas son iguales y unas viven más tiempo que otras, el orden de magnitud para la vida de una estrella es de miles de millones de años. La eternidad, sin duda.

Cuando miramos al cielo nocturno, nos encontramos con estrellas muy diferentes entre sí: unas están al comienzo de su vida, otras las encontramos en una etapa más madura y, algunas de ellas están en la fase final de su vida. No son pocas las estrellas que, cuando mueren, nos regalan un espectáculo que no pasa desapercibido en nuestros cielos, porque dependiendo del tamaño de la estrella, ese final consiste en una explosión que convierte a la estrella en el punto más brillante de su galaxia. Tanto es así, que puede brillar más que todas las otras estrellas de su galaxia juntas.

Una estrella es una bola de gas en equilibrio: por un lado, la gravedad quiere que la estrella colapse por su propio peso y, por otro lado, las reacciones nucleares de fusión que tienen lugar en su núcleo hacen que la estrella explote. Al final, la estrella se mantiene en equilibrio mientras va consumiendo los átomos que la forman, transformándolos en otros átomos más grandes debido a la fusión de los núcleos atómicos.

Las estrellas sufren cambios de tamaño durante su vida precisamente debido a que, con el tiempo, el combustible que utiliza la estrella, cambia. Empieza siendo hidrógeno: el elemento más simple y más abundante del Universo. La fusión del hidrógeno genera helio y energía. La energía hace brillar a la estrella. Cuando el hidrógeno se agota, la estrella comienza a fusionar helio. El helio es el siguiente elemento en la tabla periódica de los elementos. Su fusión genera mucha más energía que la fusión del hidrógeno. Por este motivo, cuando la estrella comienza a fusionar helio en su interior, aumenta de tamaño, ya que la fuerza “expansiva” de las reacciones nucleares es mayor.

Y así sucesivamente… porque no olvidemos que las estrellas son las fábricas de los elementos químicos que forman todo el Universo. Así que este, grosso modo, es el ciclo de las estrellas: comienzan siendo bolas de hidrógeno y terminan expulsando al espacio exterior una variedad enorme de átomos mucho más pesados que el hidrógeno, que se han formado en su interior debido a las reacciones de fusión. El hierro, el oro, el uranio… todos los elementos se han formado en el horno estelar y son expulsados al entorno de la estrella cuando esta explota. Nunca tuvo tanto sentido la frase “somos polvo de estrellas”.

Cuando una estrella explota, desde la Tierra podemos ver cómo surge una nueva estrella en el firmamento que brillará durante unos meses, hasta que su brillo baje tanto que deje de ser visible. No olvidemos que la estrella ha muerto. Sin embargo, no todas las estrellas explotan. Las que son pequeñas terminarán apagándose poco a poco cuando terminen su combustible porque, al no tener masa suficiente, no es posible que la gravedad comprima los núcleos de los átomos más pesados como para que estos fusionen. Así que, cómo y cuánto vivirá una estrella depende de su masa inicial.

Aproximadamente la mitad de las estrellas que vemos son estrellas binarias. Son sistemas dobles donde una estrella orbita alrededor de la otra. En realidad, ambas estrellas orbitan alrededor del centro de masas común, pero si una de esas estrellas es mucho mayor que otra, el centro de masas suele estar dentro o muy cerca de la estrella más grande, por lo que podemos decir, sin temor a cometer un error, que orbita una alrededor de la otra. Exactamente igual ocurre con el sistema Tierra-Luna, donde el centro de masas de ambos cuerpos celestes está dentro del radio de la Tierra.

Los sistemas dobles habitualmente están formados por una gigante roja y una estrella mucho más pequeña, una enana blanca. Y esta combinación extraña entre gigantismo y enanismo tiene una peculiaridad que hace de estos sistemas algo muy interesante: la estrella pequeña es capaz de robar material de las capas más superficiales de la estrella gigante. Esto se debe a que una estrella gigante es muy poco densa debido a que las explosiones que se dan en su interior son tan violentas que hace que el equilibrio entre la gravedad y la explosión cause que la estrella gigante se vuelva extremadamente grande y, por tanto, su material se distribuya en un volumen muy grande, con lo que su densidad disminuye mucho.

La estrella más cercana es capaz de atraer gravitacionalmente parte del material de la gigante, con ayuda también de los fuertes vientos estelares que salen de la propia estrella gigante roja y eso genera un disco alrededor de la estrella más pequeña con todo ese material. Y ese disco va creciendo y creciendo hasta que llega a un límite que se conoce como límite de Chandrasekhar. En ese momento, el material del disco cobra brillo propio debido a que tienen lugar reacciones nucleares como si el material estuviera en el interior del núcleo de la estrella. Cuando esto pasa, la estrella pasa a brillar tanto, que es como si hubiera una estrella nueva en el firmamento, similar a cuando una estrella explota en forma de supernova. Los tiempos de brillo son muy diferentes entre una supernova y una nova de un sistema binario. La supernova llega a brillar durante meses, mientras que una nova brillará durante días. A veces, uno o dos como mucho.

Y ahora mismo, a unos 3000 años luz de distancia, en la constelación de Corona Borealis, se encuentra un sistema binario que pensamos que está a punto de alcanzar un máximo en su brillo debido a este fenómeno. Según el profesor emérito de la Universidad estatal de Louisiana, Bradley Schaefer, T Corona Borealis, pues así se conoce a este sistema estelar formado por una gigante roja y una enana blanca, va a llegar a su máximo de brillo en los próximos meses. ¿Cómo puede saber esto el profesor Schaefer? Porque T Corona Borealis es lo que conocemos como una nova recurrente y tiene un periodo de unos 80 años entre un máximo brillo y el siguiente. La enana blanca roba material a la gigante roja, este material se acumula llegando al límite de Chandrasekhar, cuando esto pasa, esas capas más altas de material agregado explotan aumentando su brillo y el ciclo vuelve a empezar una vez se ha liberado tensión al desaparecer el material agregado: la estrella comienza a robar material de nuevo hasta que se acumula el suficiente como para que explote de nuevo.

Analizando los datos de TCrB, Schaefer ha comprobado que esta estrella logró un máximo en 1866 y otro en 1946. Seguramente haya estallado más veces, pero sólo hay registros de estos dos eventos. De hecho se piensa que todas las novas que se han detectado en el pasado con un único estallido en realidad son novas recurrentes, como TCrB, aunque su periodo puede ser tan grande que aún no se haya detectado un siguiente estallido.

Volviendo a TcrB, es interesante señalar que Schaefer ha descubierto analizando los datos que se tienen del estallido ocurrido en 1946, que 7 ú 8 años antes de la explosión, se registró un aumento de brillo en una longitud de onda determinada que se observa con un filtro que se conoce como filtro B y justo un año antes de la explosión, tuvo lugar una bajada muy brusca en el mismo filtro. Si a 1946 le sumamos 80 años nos daría 2026, sin embargo, en la monitorización que está realizando Schaefer del sistema binario, en 2023 tuvo lugar esa bajada de brillo brusca del filtro B. Esto ha llevado a pensar a Schaefer que el estallido de la nova es inminente.

Si alguien se está preguntando por qué se produce esta caída de brillo, la explicación es muy sencilla. La estrella enana es tan pequeña que cuando uno observa el sistema doble prácticamente toda la luz que nos llega pertenece a la gigante roja. Sin embargo, si utilizamos un filtro B que nos permite observar con más detalle la parte más azul del espectro, en realidad lo que estamos haciendo es observar a la enana blanca, puesto que al ser una estrella más fría, emite más en esa parte del espectro que su compañera gigante. Digamos que el filtro nos permite “bloquear” la luz de la estrella gigante y observar la luz de la estrella enana, que emite mucho más en el ultravioleta.

Y es justo en el rango ultravioleta del espectro donde se ha observado una caída muy llamativa de brillo. Y la explicación de esa caída de brillo tiene que ver con el material que la estrella enana ha ido robando durante 80 años a la gigante roja. Ese material está saturando la superficie de la enana blanca y la opaca, haciendo que se oscurezca. Además, es justo en ese momento de saturación del material cuando se va a llegar al límite de Chandrasekhar produciéndose el estallido de la nova.

El brillo normal de TCrB es de una magnitud de 10,8 (recordemos que a partir de magnitud 6 el ojo humano ya no puede detectar luz) y desde 2023 la magnitud aparente ha bajado una magnitud y media. Estamos muy posiblemente ante esa bajada de brillo que anunciaba Schaefer. Si estalla, se espera que su brillo aumente hasta la magnitud 2, haciéndola perfectamente visible y muy brillante en nuestros cielos.

Además, si Schaefer tiene razón y la estrella explotase antes de septiembre, nos encontraríamos en un momento muy bueno para poderla observar, porque los mejores momentos para ver TCrB van de primavera hasta finales de verano, con su mejor altura en el cielo entre mayo y junio. A partir de septiembre se vuelve complicado poderla observar porque estará ya muy baja en el horizonte.

Aquí te dejo la emisión en podcast:Episodio 8