Redacción
Una estrella cuya forma no es esférica sino más similar a una lágrima o a una gota de otro líquido debe su forma a una estrella compañera y lo que está ocurriendo entre ambas desembocará en una catástrofe, según confirma una nueva investigación.
El estudio es obra del equipo internacional de Ingrid Pelisoli, de la Universidad de Warwick en el Reino Unido. Para el mismo, han resultado cruciales las observaciones realizadas desde el Observatorio W. M. Keck en Hawái, Estados Unidos.
La pareja de estrellas (un sistema estelar binario llamado HD265435) se encuentra a unos 1.500 años-luz de distancia; está integrada por una estrella caliente y una estrella enana blanca que orbitan a poca distancia entre sí y a una velocidad vertiginosa, todo lo cual las hace dar una vuelta entera en solo unos 100 minutos. Las enanas blancas son estrellas “jubiladas” que han quemado todo su combustible nuclear y han sufrido una fuerte compactación, lo que las vuelve pequeñas pero extremadamente densas.
La forma de lágrima en la estrella está causada por la acción de su compañera la enana blanca. Esta, gracias a su gran densidad, mantiene mejor su cohesión mientras tira de la otra, arrancándole materia de sus capas más externas.
La distancia entre ambas estrellas va reduciéndose de manera inexorable, y por tanto la interacción entre ambas se volverá más intensa y más violenta. El acto final de este drama cósmico será una explosión, concretamente una supernova, que acarreará la destrucción de ambos astros.
Las observaciones del equipo de Pelisoli indican que las dos estrellas están en las primeras etapas del proceso que culminará probablemente en una supernova de tipo Ia.
En general, se cree que una supernova de tipo Ia se produce cuando el núcleo de una estrella enana blanca se vuelve a encender nuclearmente, dando lugar a una explosión termonuclear en vez de a la reanudación de una actividad estelar de fusión nuclear más o menos normal.
Hay dos escenarios en los que esto puede ocurrir.
En el primer escenario, la enana blanca gana suficiente masa para alcanzar 1,4 veces la masa de nuestro Sol, lo que se conoce como el límite de Chandrasekhar.
HD265435 encaja en el segundo escenario, en el que la masa total de un sistema estelar integrado por estrellas con poca distancia entre ellas se acerca a ese límite o lo supera. Son pocos los sistemas estelares descubiertos hasta ahora que reúnen las condiciones necesarias para alcanzar este umbral y dar lugar a una supernova de tipo.
