Canibalismo estelar

Una estrella devorando a su compañera (Justyn R. Maund/NASA, 2004)

(Publicado originalmente en Madrid Sindical)

Uno de los factores que hacen posible la vida en la Tierra es la estabilidad de su órbita. Como sólo tenemos un Sol, que es mucho más grande que los planetas, los efectos de éstos sobre la Tierra son insignificantes. Tenemos suerte: Un tercio de los sistemas de nuestra galaxia están formados por dos o más estrellas. En ellos, las estrellas compiten por atraer hacia sí los planetas que giran a su alrededor. Éstos describen órbitas erráticas; tan pronto se ven calcinados por la proximidad de alguna de las estrellas, como se hielan en los extremos más alejados del sistema. Así parece imposible el desarrollo de vida compleja. Además, en estos sistemas es muy difícil que las órbitas alcancen la estabilidad; lo más probable es que, a la larga, los planetas sean despedidos al espacio interestelar o acaben estrellándose contra una de las estrellas.

La relación entre las estrellas del sistema puede ser igual de tempestuosa. Los sistemas estelares múltiples suelen ser inestables; en muchos casos, las estrellas van siendo expulsadas a gran velocidad hacia el espacio, hasta que sólo quedan dos, que forman un sistema binario.

Pero incluso en un sistema binario se puede complicar la situación. Las estrellas, a lo largo de su evolución, aumentan de tamaño, más deprisa cuanta más masa tienen. En un sistema binario, si las estrellas están bastante próximas, es posible que, al crecer, las capas más externas de la estrella más masiva alcancen un punto en el que la atracción gravitatoria de la compañera sea más poderosa que la propia. La materia comienza a fluir de una estrella a la otra, y las dos acaban inmersas en un envoltorio de gases que frena su movimiento y las hace caer en espiral la una hacia la otra. Si el envoltorio de gases se disipa antes de que choquen, vemos que las estrellas están más próximas que antes, y que la estrella masiva ha quedado reducida a su núcleo, formado por carbono y oxígeno; como ya no puede mantener las reacciones nucleares, colapsa bajo su propio peso y se convierte en una enana blanca. Más tarde, cuando la otra estrella comienza su fase de crecimiento, es la primera, la enana blanca, la que empieza a atraer su masa y a devorarla. La enorme fuerza de gravedad de la enana blanca hace que el gas que cae sobre ella se caliente hasta el extremo de producir reacciones nucleares de forma irregular; en esta fase, el sistema se denomina cataclísmico, y esas explosiones se llaman novas. En una nova, el sistema aumenta su brillo enormemente durante unos días, y después vuelve a la normalidad.

Así, la enana blanca va aumentando su masa, creciendo insaciablemente y sin control a costa de su compañera, hasta que alcanza cerca de 1,4 veces la masa del Sol. En ese momento, la temperatura y la densidad en su interior permiten la fusión nuclear del carbono. Entonces, en pocos segundos, una parte sustancial de la masa de la enana blanca se convierte en elementos pesados, lo que provoca una enorme emisión de energía y una onda de choque que hace explotar la enana blanca. La materia expulsada alcanza velocidades de hasta veinte mil kilómetros por segundo, y la luminosidad del sistema aumenta hasta 5 mil millones de veces la del Sol. Es una supernova de tipo Ia. Engordar para morir.