UNA ESTRELLA PULSANTE DELATA A UNA COMPAÑERA INVISIBLE

Los agujeros negros y las estrellas de neutrones que no están tragando materia son casi imposibles de ver directamente. Una forma de encontrarlos es observar la estrella visible con la que orbitan. Los astrónomos han hallado así un número creciente de candidatos «durmientes», señala el artículo, y el intervalo de masas entre las estrellas de neutrones más pesadas y los agujeros negros más ligeros sigue estando poco observado.

TIC 160582982 ofrece una vía inusual: la propia estrella es un reloj.

Una estrella que marca el tiempo

TIC 160582982 es una estrella δ Scuti: una estrella caliente de tipo A, de rotación rápida, que vibra en muchos modos de presión a la vez. Un equipo dirigido por Chenglong Lv, del Observatorio Astronómico de Xinjiang de la Academia China de Ciencias y del Instituto de Astrofísica de Andalucía en Granada, analizó unos 352 días de medidas del telescopio espacial TESS y extrajo 128 frecuencias de su luz parpadeante.

Cuando una estrella así orbita con una compañera, a veces está algo más lejos de nosotros y a veces algo más cerca. Su luz tarda más y luego menos en llegar, de modo que las pulsaciones parecen adelantarse y retrasarse en un ciclo regular. Medir esa deriva traza la órbita. Esto se llama modulación de fase.

Una órbita de 89 días con una compañera pesada

Seis pulsaciones estables, usadas juntas como relojes, dan una respuesta coherente:

• Periodo orbital: 89,29 ± 0,19 días, en una órbita muy alargada (excentricidad 0,54).
• El tamaño proyectado de la órbita de la estrella visible (su semieje mayor) es de unos 146 segundos luz, o 0,29 unidades astronómicas.
• La «función de masa» resultante, una combinación de las dos masas, es de 0,416 masas solares: grande para una estrella de este tipo.

Un segundo método independiente, basado en los picos laterales que la órbita crea alrededor de las dos pulsaciones más intensas, da la misma órbita: 89,36 días.

La estrella visible pesa unas 1,93 masas solares, está a unos 263 pársecs y brilla 37,6 veces más que el Sol. Combinado con la órbita, esto significa que la compañera pesa al menos unas 1,8 masas solares, el mínimo, que se alcanza si vemos la órbita exactamente de canto. Si la compañera fuera una estrella corriente, la mejor estimación sería de unas 2,2 masas solares.

La luz que falta

Una estrella corriente así de masiva debería ser fácil de detectar. El equipo calculó cuánta luz aportaría: para una compañera de 1,70 a 1,86 masas solares, alrededor del 18 al 26 % de la luz del sistema en las bandas visible e infrarroja; con 2,3 masas solares, cerca del 43 %.

Pero la luz del sistema, medida desde el visible hasta el infrarrojo medio, encaja a la perfección con una sola estrella de tipo A, sin exceso infrarrojo. Los espectros de archivo tampoco muestran un segundo conjunto evidente de líneas, aunque la rápida rotación de la estrella difumina sus líneas. Una compañera única corriente queda, por tanto, «fuertemente desfavorecida», escriben los autores.

Quedan dos sospechosos

Quedan dos explicaciones, y los datos actuales no permiten distinguirlas:

1. Un par oculto. La compañera podría ser a su vez un par compacto de estrellas, por ejemplo dos de unas 0,9 masas solares cada una. Juntas aportarían la masa necesaria añadiendo solo en torno al 4 % de la luz visible y entre el 8 y el 9 % en el infrarrojo.
2. Una estrella muerta. Un remanente compacto —una estrella de neutrones o incluso un agujero negro de masa estelar— añadiría poca o ninguna luz.

El equipo detectó además una señal más lenta, que se repite cada 0,544 días y cuya intensidad sube y baja con la órbita, con un máximo cerca del máximo acercamiento entre los dos cuerpos. Podría ser una pulsación perturbada por las mareas de la órbita excéntrica, pero los autores la clasifican solo como candidata.

Espectros a lo largo de una órbita completa

La prueba decisiva es la espectroscopia: espectros de alta resolución tomados repetidamente a lo largo de una órbita completa de 89 días permitirían comprobar la órbita de forma independiente y buscar líneas débiles que se muevan con una compañera o con las dos estrellas de un par oculto. Futuras medidas del observatorio espacial Gaia, que debería ver a la estrella bambolearse alrededor de una milésima de segundo de arco, podrían precisar la inclinación de la órbita y la masa total de la compañera.

Según la ficha de arXiv, el artículo ha sido aceptado por The Astrophysical Journal; la versión leída aquí es el manuscrito de los autores.