El futuro de estrellas con más masa de lo que la física consideraba posible

Durante mucho tiempo, los astrónomos han creído que las estrellas más grandes del universo no superaban las 150 masas solares. Sin embargo hace tres años se descubrieron cúmulos estelares en las Nubes de Magallanes que albergan estrellas "imposibles", enormes monstruos con masas de entre 200 y 300 veces la de nuestro Sol.

El descubrimiento despertó gran interés entre los astrofísicos, en particular en aquellos que participan en la búsqueda de ondas gravitacionales. Si tales monstruos estelares conforman sistemas binarios compactos (o sea con ambas estrellas muy cerca una de otra), podrían producirse efectos capaces de generar ondas gravitacionales con la potencia suficiente como para que hasta nuestros detectores actuales pudieran detectarlos, incluso a distancias mucho más grandes que la de los agujeros negros estelares típicos.

Sin embargo, el equipo de Krzysztof Belczynski del Observatorio Astronómico de la Universidad de Varsovia en Polonia, ha llegado a la conclusión de que es poco probable que esas estrellas hipermasivas conocidas lleguen a colisionar, al menos en un plazo inferior a miles de millones de años.

Los componentes de las parejas más comunes de estrellas masivas, con masas de, por ejemplo, 50 ó incluso 100 masas solares, se forman separados al menos por varios cientos (o miles) de radios solares. Estos objetos no pueden nacer más cerca uno del otro, ya que la densidad de materia resultante haría que ambas se fusionaran en una única estrella y el sistema binario no podría crearse. Por lo tanto, para que choquen las estrellas de un sistema binario ya formado, de alguna manera sus componentes deben perder energía orbital. Esto puede suceder debido a la rápida evolución de uno de los objetos, el cual a partir de cierto momento de su evolución estelar comienza a expandirse con rapidez. El segundo componente del sistema se mueve entonces en la atmósfera de su compañero y, como resultado de la interacción, pierde energía orbital rápidamente. Como consecuencia, la órbita decae y ambos soles se aproximan uno al otro, en lo que se conoce como un evento de envoltura común.

El equipo de Belczynski argumenta que en un sistema de estrellas binarias supermasivas, la situación es diferente. Los componentes de tal sistema deben formarse a una distancia relativamente grande entre sí. También se sabe que esas estrellas supermasivas no se expanden como las normales, por lo que no puede darse la fase de envoltura común. Esto significa que no hay ningún mecanismo físico efectivo, al menos en un escenario normal, que pueda causar el decaimiento de la órbita.

En esta situación, el único proceso que permite una pérdida gradual de energía orbital por los remanentes ("cadáveres") de estrellas supermasivas en un sistema binario es la emisión de ondas gravitacionales. Sin embargo, las ondas gravitacionales emitidas por este sistema de estrellas (o agujeros negros) muy distantes entre sí son muy débiles y la pérdida de energía es lenta.

El equipo de Belczynski estima que pasarán muchas decenas de miles de millones de años, quizá cientos de miles de millones, hasta que colisionen entre sí los agujeros negros en los que se conviertan dichas estrellas. Es un plazo muchas veces más largo que el transcurrido desde la creación del universo hasta nuestros días, de modo que, ante la duda de si incluso el universo seguirá existiendo como tal en ese futuro colosalmente lejano, hay que asumir que a efectos prácticos nunca se podrán detectar ondas gravitacionales procedentes de colisiones cósmicas de esa clase.



Fuente


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