UNA ESTRELLA DESPOJADA, UNA COMPAÑERA OCULTA, UNA ÓRBITA DE 4,2 HORAS

Una estrella pequeña y muy caliente de la Pequeña Nube de Magallanes, fuera de la Vía Láctea, completa una vuelta cada 4 horas y 10 minutos alrededor de una compañera que no emite luz. Se llama DGL-3, y su compañera oculta es, con toda probabilidad, una estrella de neutrones, el núcleo colapsado ultradenso que queda cuando explota una estrella masiva.

Una estrella con las capas exteriores arrancadas

DGL-3 es una estrella despojada: ha perdido su envoltura exterior rica en hidrógeno en una interacción con una compañera. Lo que queda es compacto, caliente, pobre en hidrógeno, y quema helio en su centro.

• Masa: unas 3,4 veces la del Sol, estimada a partir de su brillo, con un margen muy asimétrico (de 2,96 a 7,72 masas solares).
• Radio: unas 0,77 veces el del Sol; temperatura superficial: unos 71.000 kelvin; hidrógeno: solo un 10 % de su superficie.

Las estrellas de esta masa «intermedia» son lo bastante pesadas para que su núcleo colapse en una estrella de neutrones, pero no lo bastante para formar un agujero negro. En los modelos actuales, las parejas de estrellas de neutrones lo bastante cerradas para fusionarse, acercándose en espiral mientras emiten ondas gravitacionales, pasan primero exactamente por esta etapa: una estrella de neutrones en órbita alrededor de una estrella despojada. Esa etapa nunca se había observado directamente, y las tasas de fusión predichas abarcan varios órdenes de magnitud.

Pesar a una compañera que no brilla

El equipo recogió 38 espectros con el telescopio Magellan de 6,5 metros, en Chile, entre 2019 y 2022. Las líneas espectrales de la estrella —líneas oscuras en colores precisos de su luz— se desplazan hacia el azul cuando se acerca a nosotros y hacia el rojo cuando se aleja (el efecto Doppler); muestran que se acerca y se aleja de nosotros a hasta 151,4 km/s, en una órbita circular que completa cada 4,1693 horas.

El periodo y la velocidad dan la función de masa, que relaciona la masa de la compañera con la de la propia estrella y con lo ladeada que se ve la órbita desde la Tierra (su inclinación). Una órbita vista exactamente de canto da la compañera más ligera que permite la órbita; teniendo en cuenta la masa incierta de la estrella, el valor típico de ese mínimo es de 1,38 ± 0,25 masas solares, justo por debajo de las 1,4 que puede alcanzar una enana blanca (véase más abajo). Por tanto, la órbita por sí sola no puede descartar una enana blanca.

• No es una estrella corriente: una tan masiva sería demasiado grande para caber en una órbita tan cerrada.
• No es una segunda estrella despojada: compañeras despojadas ficticias introducidas en los espectros reales se detectaron siempre, y sin embargo los datos reales no muestran ningún rastro.

Lo que queda es un objeto compacto: una enana blanca (el denso núcleo residual de una estrella más ligera), una estrella de neutrones o un agujero negro.

Un 99,4 % a partir de una oscilación del 2,5 %

El 18 de diciembre de 2022, una cámara rápida instalada en un telescopio de 3,5 metros en La Silla fotografió DGL-3 cada 20 segundos durante unas 3,4 horas. Su brillo sube y baja alrededor de un 2,5 %, dos veces por órbita: la gravedad de la compañera estira ligeramente la estrella hasta darle forma de huevo, cuyo lado largo vemos dos veces por vuelta, en una medida que depende de la masa de la compañera y de la inclinación.

El equipo generó 500.000 modelos de esta curva de luz y ponderó cada uno según lo bien que se ajusta a los datos. Para la masa de la compañera:

• el valor más probable es 1,58 masas solares;
• solo un 0,6 % de la probabilidad queda por debajo de 1,4 masas solares, el límite de Chandrasekhar que descarta una enana blanca: de ahí una probabilidad del 99,4 % de que la compañera sea demasiado masiva para serlo;
• solo un 3,4 % cae en el intervalo de los agujeros negros confirmados; el resto de la cola pesada cae en el hueco entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros.

Una estrella de neutrones es, por tanto, la compañera más probable: una probabilidad, no una prueba. Los telescopios de rayos X no detectaron nada; una estrella de neutrones que engullera gas de su compañera brillaría en rayos X, pero los autores consideran ese silencio compatible con una estrella de neutrones alimentada por un viento estelar débil.

Un futuro escrito por un modelo informático

A continuación, el equipo hizo evolucionar el sistema con el código de evolución estelar MESA: una estrella despojada de 3,6 masas solares, una estrella de neutrones de 1,4 y una órbita de 4,2 horas. Lo que sigue es una predicción, no una observación.

1. La estrella quema helio en su núcleo durante otros 1,4 millones de años y luego se hincha. En una órbita tan cerrada, crecer apenas medio radio solar basta para que desborde y vierta gas sobre su compañera.
2. A lo largo de 26.000 años, 1,2 masas solares escapan al espacio. La estrella de neutrones solo engulle 0,00072 masas solares, suficiente para acelerar su giro hasta una vuelta cada 79 milisegundos. La órbita se reduce a 1,9 horas.
3. Despojada de todo su hidrógeno, la estrella explota como supernova y deja una segunda estrella de neutrones. Con una velocidad orbital de casi 800 km/s, solo una patada inusualmente fuerte —un retroceso que la explosión puede imprimir a la estrella de neutrones recién nacida— podría romper la pareja.
4. La explosión expulsa alrededor de una masa solar de gas. Quedan dos estrellas de neutrones, en una órbita más amplia y alargada de 4,4 horas, que se fusionan 220 millones de años después.

Dónde podría fallar la predicción

El eslabón más débil, según los autores, es cuánto momento angular, la «cantidad de rotación» de la órbita, se lleva el gas que escapa. En una de siete variantes del modelo, el gas perdido forma un disco alrededor de ambas estrellas, y la pareja se fusiona antes de la segunda supernova. En las otras seis, se forman dos estrellas de neutrones que acaban fusionándose, entre 175 millones y 7.900 millones de años más tarde.

DGL-3 se encuentra a unos 60.600 pársecs, unos 200.000 años luz (un pársec equivale a unos 3,26 años luz). Si estuviera entre 60 y 600 veces más cerca, a entre 100 y 1.000 pársecs, observatorios de ondas gravitacionales de baja frecuencia como LISA la detectarían, señalan los autores.