“Una micronova es una explosión que se produce en una enana blanca cuando esta es predominantemente magnética y el campo magnético mantiene el flujo confinado a una región muy pequeña sobre la superficie. Una vez que esta región se calienta lo suficiente y tiene una presión lo suficientemente alta, entonces solo esta región se enciende, produciendo lo que ahora conocemos como micronova”.
La definición de micronova que acaban ustedes de leer no existía hasta el 20 de abril de 2022. La razón es que las micronovas no se habían descubierto hasta entonces. Y es que se trata de uno de los descubrimientos más importantes de la astronomía y la astrofísica en los últimos años.
La investigación fue dirigida por el doctor Simone Scaringi, de la Universidad de Durham (Reino Unido) y dio pie a abrir nuevos interrogantes en el campo de las novas, un campo que, según el doctor, “se comprendía muy bien”. Su equipo no solo descubrió este fenómeno, sino que además está trabajando en modelos más precisos que expliquen cuantitativamente su dinámica.
Sin embargo, antes de proseguir, me gustaría plantear una serie de preguntas: “¿Qué es una nova? ¿Por qué se produce? ¿Qué tipos de novas hay? ¿Qué indujo a que se investigaran ciertos comportamientos para descubrir lo que ahora se conoce como micronova?”. En este artículo, me gustaría invitar al lector a recorrer tales cuestiones para alcanzar una mejor comprensión de los recientes hallazgos en el campo de las novas, así como una mayor valoración de lo que supone el descubrimiento de las micronovas.
Sistemas binarios y novas
De todas las estrellas que se han observado, se cree que alrededor del 75 % de todas las ellas se encuentran en los llamados sistemas binarios, es decir, en “parejas” de dos estrellas que rotan una alrededor de la otra, o si se prefiere un lenguaje más técnico, rotan alrededor de un centro de masas común. Seguramente el ejemplo más famoso sea la estrella binaria Sirio (Fig. 1), en el que coexisten simultáneamente una gigante blanca (Sirio A) y una enana blanca (Sirio B). Las enanas blancas son remanentes estelares (estrellas muertas) con una masa parecida a la del Sol y el tamaño de la Tierra.
Las estrellas se comportan como grandes centrales térmicas. Están continuamente quemando elementos más ligeros en otros más pesados mediante procesos de fusión. En la mayoría de los casos, el hidrógeno se quema para producir helio, pero también hay estrellas más longevas en las que cuando ya se ha quemado todo el hidrógeno, el helio pasa a quemarse para producir carbono, y una vez terminado el primero, el carbono se fusiona para formar elementos más pesados y así sucesivamente. En consecuencia, la estrella emite calor y energía continuamente.
Volvamos al sistema binario de Sirio. Imaginemos por un momento que, en un futuro no muy lejano, Sirio B comienza a acumular en su superficie parte del hidrógeno de su compañera Sirio A, formando una capa con el nuevo material. Este proceso de transferencia de masa se denomina acreción. Una vez que esta capa crece en temperatura y presión, al superar cierto punto crítico, todo el hidrógeno acumulado en la enana blanca se incendia termonuclearmente—al producirse fugas termonucleares (FTN) en la superficie de dicha capa—, causando una explosión termonuclear que quema todo el hidrógeno rápidamente. Esto llevaría consigo un aumento considerable de la luminosidad de Sirio B. Este evento se conoce como “nova clásica” —del latín “nueva”, estrella nueva — y se producen varias al año en la Vía Láctea.
La transferencia de materia se produce a través de la denominada “columna de acreción” (Fig. 2). Estas explosiones de nova clásica pueden provocar un aumento de hasta 10 magnitudes y llegar a permanecer con esta nueva luminosidad durante varias semanas o incluso meses. Tradicionalmente, se ha considerado que, además de las novas clásicas, existen otros dos tipos de novas más —que también se producen en sistemas binarios—. Por un lado, las “novas enanas” pueden aumentar su brillo de 2 a 6 magnitudes, pero a diferencia de las clásicas, su “mecanismo de detonación” es diferente. A día de hoy, se cree que, en lugar de producirse fugas termonucleares, se producen inestabilidades en el disco de acreción que causan un calentamiento en la estrella, lo cual incrementa al mismo tiempo su luminosidad.
Por otro lado, existen las llamadas “novas recurrentes” (Fig. 3), cuyo mecanismo de ignición es análogo al de las clásicas, pero a diferencia de estas, muestran estallidos repetidos en escalas temporales desde años hasta siglos. Así, el tiempo de recurrencia más corto conocido es de un año en el sistema M31N 2008-12a, situado en la nebulosa de Andrómeda.
Además de las novas, también están las supernovas, que pueden llegar a producir hasta 100 veces más brillo que las novas, pero su naturaleza es diferente y hay varias clases. También es diferente el tipo de remanente estelar que dejan tras la explosión: estrellas de neutrones o agujeros negros, por lo que la excluiremos del análisis.
Fugas termonucleares localizadas
La física de las novas se conoce muy bien, y tanto la magnitud de los estallidos como los tiempos de recurrencia están directamente relacionados con dos factores: la masa de la enana blanca y la tasa de acreción de masa de la estrella donante. Dejando de lado las novas enanas, un aspecto crucial que comparten las clásicas y las recurrentes es que su estallido es siempre un fenómeno global, en el que la capa de hidrógeno acumulada en la superficie se quema tras una ignición sobre la superficie.
Hagámonos ahora la siguiente pregunta. Las enanas blancas, al igual que todas las estrellas, tienen un campo magnético. Si en el escenario anterior la enana blanca tuviera un campo magnético lo suficientemente fuerte como para intervenir en la capa recién creada de hidrógeno, ¿qué sucedería? Al principio, el flujo de materia dentro de la enana blanca se canalizaría hacia una zona concreta y muy pequeña de la superficie, pudiendo ocasionar la ignición —el comienzo de la fusión de hidrógeno— de una nova en esa zona, es decir, la ignición estaría localizada ahí y no en toda la capa de hidrógeno. Entonces, se hablaría de que se producen fugas termonucleares localizadas (FTNL). Sin embargo, ya hemos visto el aspecto crucial que tienen las novas clásicas. En este caso, como la detonación estaría localizada en una región determinada, ¿a qué tipo de nova daría lugar?
Repasemos la historia de dichas FTNL. Hasta el año 2022, estas fugas termonucleares localizadas no se habían observado en las enanas blancas, aunque su formulación teórica era plausible y lógica. Se habían propuesto varios modelos e hipótesis, como los de Mitrofanov y Shara en los años ochenta, pero ninguno explicaba el comportamiento de las novas observadas. Hubo que esperar al año 2018, cuando se envió al espacio el Satélite de Sondeo de Exoplanetas en Tránsito (TESS), para que cambiara drásticamente la situación de las observaciones.
Su alta resolución permitió visualizar una serie de enanas blancas en acreción en los que se observaron explosiones de corta duración, rápido crecimiento y decaimiento exponencial. Todos estos procesos ocurrían en unas pocas horas. Tenían además, tiempos de recurrencia de días a meses. Sobre la base de estos datos, un estudio liderado por el doctor Simone Scaringi en el año 2022, propuso que tales estallidos eran de origen termonuclear, ya que poseían energías, tiempos de detonación y similitudes visuales con ciertos estallidos de rayos X en estrellas de neutrones —un remanente estelar menos masivo que el agujero negro—. El nombre que este estudio le dio a estos eventos fue el de “micronovas”, ya que tienen una millonésima parte de la fuerza de explosión de una nova.
El descubrimiento de las micronovas
En el equipo, además de Scaringi, también se encontraban los astrónomos Groot, Knigge, Lasota, De Martino, Cavecchi, Buckley y Camisassa, entre otros. Para llegar a estas conclusiones, contaban con un programa en TESS para monitorizar las variaciones de brillo de enanas blancas en acreción, mediante curvas de luz. Estas son gráficas de la intensidad de luz de la estrella en función del tiempo. Al principio, los comportamientos que mostraban las curvas de luz eran esperados, a pesar de la amplia variedad de estos en las enanas blancas, pero hubo una característica específica que resultaba anómala: un destello brillante de luz óptica de unas pocas horas de duración. Se encontraban ante micronovas en ignición, fenómeno que descubrieron y que supone un punto de inflexión en el estudio de las novas.
En el estudio solo se pudieron observar tres micronovas pertenecientes a sistemas binarios, aunque se espera observar más en el futuro. Dos eran de enanas blancas conocidas —EI Ursae Majoris y TV Columbae—, pero la tercera —ASASSN-19bh— requirió más observaciones con un instrumento de nombre X-shooter, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO (Observatorio Europeo del Sur) en el desierto de Atacama, en Chile, para confirmar su condición de enana blanca.
Según las observaciones, TV Columbae tiene un periodo orbital de 5 horas y media y contiene una enana blanca en rotación con un periodo de 30 minutos. En los últimos 40 años, se han observado varias veces en este sistema destellos rápidos inexplicables, tanto en longitudes de onda ópticas como de rayos X. Durante tales destellos, las líneas de emisión de helio y nitrógeno altamente ionizados se amplificaban, lo cual originaba que un flujo de salida de materia a velocidades de más de 3500 kilómetros por segundo. Esta cantidad es comparable a la velocidad de escape en la superficie de una enana blanca. La luminosidad durante las erupciones se triplicaba en menos de una hora y decaía en 10 horas.
Por otra parte, el sistema binario EI Ursae Majoris contiene una enana blanca magnetizada según las características explicadas anteriormente que acumula materia de su estrella compañera. El periodo orbital del sistema es de unas 6 horas y media y el periodo de rotación de la enana blanca es de 12 minutos. De igual manera, ASASSN-19bh también contiene una enana blanca que atrae materia de una estrella donante, posiblemente roja. Así, estos tres sistemas emitieron destellos parecidos a los llamados estallidos de rayos X de tipo I, que se producen en sistemas con estrellas de neutrones que acumulan materia.
El modelo dinámico
El equipo de Scaringi no solo descubrió las micronovas, sino que una vez descubiertas plantearon un modelo para comprender su dinámica en un artículo consecutivo. Cabe preguntarse al mismo tiempo por qué las micronovas no detonan toda la capa exterior de la enana blanca, dando lugar a una explosión de nova clásica. Si, tras el desencadenamiento de una FTNL, el fluido caliente es expulsado siguiendo la frontera confinada magnéticamente, el calor puede disiparse fuera de la enana blanca. Dependiendo de la composición de la superficie de la enana blanca, la temperatura alcanzada por las capas exteriores sería demasiado baja para desencadenar una combustión inestable. En consecuencia, las micronovas no son un caso especial de ninguna de las tres novas descritas anteriormente, sino una especie en sí misma.
Aunque, a día de hoy, el modelo descrito por el equipo del doctor Scaringi demuestra que las FTNL son posibles si el flujo de material puede permanecer confinado magnéticamente, es también posee ciertas limitaciones en las que el equipo espera seguir trabajando. Por ejemplo, el modelo asume que las líneas de campo magnético de la enana blanca están sólidamente ancladas en la parte inferior de la columna de acreción. Esto, a su vez, proporciona el confinamiento magnético necesario para que la columna crezca en masa con el tiempo. Dado que las capas exteriores de la enana blanca no son sólidas, es posible que se produzca una dispersión lateral de la columna sobre superficie. En este caso, se seguiría esperando que se produjeran micronovas, pero con tiempos de recurrencia más largos que los calculados con el modelo.
Otra limitación está en los efectos del asentamiento de la columna en la enana blanca, ya que estos pueden disminuir la masa de la columna. Si la escala temporal de asentamiento es superior a lo que puede acumularse, entonces puede inhibirse una micronova porque la columna no aumenta su masa con el tiempo. Se trata de un modelo cualitativo cuyo potencial está en explicar las energías de estallido observadas y las escalas temporales de recurrencia de las micronovas, y que espera seguir avanzando en los próximos años. Nosotros nos quedaremos aquí, pero les dejo con unas palabras del doctor Scaringi donde pone en situación el estado actual de la investigación.
“Descubrir un nuevo fenómeno en algo que supuestamente es un tema bien conocido, solo demuestra lo mucho que queda por descubrir. Y eso es lo que lo hace emocionante. Lo que esperamos aprender ahora es comprender realmente qué es lo que desencadena estas micronovas. La única forma de averiguarlo es encontrar más micronovas, que supuestamente abundan, aunque son muy difíciles de encontrar. Y habiendo encontrado más micronovas, esperamos poder intentar desarrollar nuestras teorías sobre cómo pueden ocurrir realmente las explosiones termonucleares cuando el material está confinado magnéticamente.”
Referencias
- Scaringi, S., Groot, P. J., Knigge, C., Lasota, J.-P., De Martino, D., Cavecchi, Y., et al. Breedt, E. (2022, April 20). Localized thermonuclear bursts from accreting magnetic white dwarfs. Nature, 604, 447-450. doi: 10.48550/arXiv.2204.09070
- Scaringi, S., Groot, P. J., Knigge, C., Lasota, J.-P., De Martino, D., Cavecchi, Y., et al. Camisassa, M. E. (2022, April 20). Triggering micronovae through magnetically confined accretion flows in accreting white dwarfs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 514(1), L11-L15. doi: 10.1093/mnrasl/slac042
Guillermo Algarabel Rincón
Grado en física
Cortesía de Muy Interesante
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