Acabem la sèrie dedicada a les estrelles binàries parlant del cas en què una de les dues companyes té una massa prou gran perquè el residu de l'explosió supernova siga un forat negre.
Les estrelles massives fusionen més ràpidament i, per tant, tenen vides més curtes. Això es deu a les condicions físiques als seus nuclis, amb temperatures i pressions més altes que en les estrelles de masses menors. Així, cremen el seu combustible i acaben col·lapsant i generant una supernova mentre la companya encara crema.
Ben certament l'explosió ha d'afectar les capes externes de l'estrella companya. A més, en perdre la major part de la seua massa l'estrella supernova, la relació entre les masses es veu dràsticament modificada, alterant-se'n la posició del centre de masses, les distàncies i els períodes orbitals.
En passar la fase de l'explosió i estabilitzar-se el sistema, el sistema resta compost pel forat negre de diverses masses solars (fins a 20 en els casos estimats a la nostra Galàxia) i una estrella companya que encara es troba en les seues fases de fusió.
A mesura que l'estrella companya evoluciona, passa a fases en què les seues capes externes s'unflen i passen a la regió dominada pel camp gravitatori del forat negre. La dinàmica de fluids ens explica que aquesta matèria es configura en forma de disc i cau cap al forat negre a mesura que perd energia. La pèrdua es produeix per dissipació, que escalfa el disc a altes temperatures i el fa lluent en raigs X. Per això aquest tipus de binàries s'anomenen binàries de raigs X.
Aquest procés és realment el mateix que alimenta les galàxies actives i, entre elles, els quàsars. Per tant, es tracta de microquàsars, com se'ls coneix a l'argot, i habiten la nostra Galàxia. No cal passar pena, els més propers, com Cigne X-1 es troben a milers d'anys-llum de distància, i ja en vam parlar ací. Per altra banda, encara que són difícils de detectar en altres galàxies, també se n'han pogut identificar. Ben normal, atès que es tracta d'un fenomen estel·lar i, per tant, necessàriament comú a totes les galàxies.
En el procés d'acreció es poden generar dolls que transporten energia des del forat negre fins desenes o centenars d'anys-llum de distància. A banda que les imatges que ens deixen són espectaculars, més important encara, com que són molt més petits que els quàsars, les escales de temps en què ocorren els fenòmens típics associats a l'acreció i ejecció de material són molt més curts que en aquells. Això ens permet estudiar el fenomen amb un detall temporal (mireu el vídeo al final del text) impossible d'assolir en els quàsars.
En la imatge obtinguda en ràdio-freqüències que acompanya el text veiem el microquàsar SS 433, el més brillant de la Galàxia. A la part de baix, un detall del doll que es genera en l'entorn del forat negre, observat amb major resolució que la imatge superior. És el mateix doll del qual afegim un vídeo més avall. El plasma s'hi propaga a un quart de la velocitat de la llum.
A la part de dalt veiem una estructura curiosa, en forma de manatí, segons el nom que la comunitat li ha donat a la nebulosa. La cosa fa uns 600 anys-llum de banda a banda, i ens mostra una forma central esfèrica deformada en la direcció de propagació dels dolls. La bombolla de gas esfèric és la resta de la supernova que va originar el forat negre que després ha alimentat el doll. Aquest ha arribat a interaccionar i deformar la superfície de la bombolla.
Recentment, observacions realitzades per l'observatori de raigs gamma HESS han demostrat que al llarg dels dolls s'hi produeixen fenòmens altament energètics que permeten que les partícules assolisquen energia suficient per a emetre en aquesta banda de l'espectre. Això ens dona una mostra la quantitat d'energia en joc en fenòmens que involucren objectes compactes.
En les entrades anteriors (binàries I i binàries II) vam parlar de casos en què les dues estrelles de la binària tenen baixa massa. Movem una miqueta la cosa cap a masses més altes. Si les dues estrelles tenen una massa superior a unes 8 masses solars, la més massiva arribarà a esclatar com una supernova abans que l'altra. El romanent de l'explosió pot ser una estrella de neutrons o un forat negre. Si és el primer cas, i la companya també és massiva, podem trobar una situació peculiar. D'aquestes, en coneixem ben poques, cinc, si no recorde malament, a la nostra galàxia. Parlem d'una d'elles.
La constel·lació de Cassiopea forma una mena de W als cels d'estiu i tardor. Si gaudim d'un bon cel veurem que està situada sobre el fons blanquinós de la Via Làctia. Això significa que en la direcció d'aquesta constel·lació estem mirant cap al disc de la nostra Galàxia. Com a conseqüència evident, en la regió del cel que ocupa Cassiopea trobarem tot d'objectes típics que hi ha a les galàxies: cúmuls d'estrelles joves i blaves, núvols de gas, i molts estels amb diferents característiques (color, massa, edat...).
Un dels objectes que s'hi troben és una estrella massiva, molt brillant, que presenta una forta variabilitat en l'òptic. L'astronomia de raigs gamma ha identificat aquest objecte com un dels cinc objectes estel·lars de la galàxia amb forta emissió gamma, també variable. El seu nom és LS I +61 303, on LS respon a les inicials Luminous Stars del catàleg d'estrelles brillants.
En realitat, l'estrella que veiem en l'òptic no està sola. Es tracta d'una estrella binària on un membre de la parella és l'estrella d'alta massa i l'altra és un objecte compacte (l'estrella de neutrons, un púlsar en aquest cas, que hem nomenat al primer paràgraf). Aquesta conclusió s'extreu de les propietats de la llum observada de l'estrella, diguem-ne, 'normal', visible en l'òptic i de les variacions periòdiques d'aquesta llum. Així, sabem que el període orbital és de 26.4 dies, aproximadament (sent l'objecte compacte el que té una massa menor). A més, s'estima que la distància que separa els dos objectes és del ordre de la que n'hi ha entre Mercuri i el Sol.
Tot i que en els darrers anys s'han considerat i debatut diferents hipòtesis per explicar la radiació gamma d'aquest objecte, sembla que les darreres observacions n'afavoreixen una amb major probabilitat: Les estrelles amb masses altes (més de 10 masses solars) solen tindre vents1 molt potents, molt més que el del nostre Sol. A causa de l'alta velocitat de rotació a l'equador de l'estrella, el vent genera un disc de gas que l'envolta (imatge superior). El disc generat per aquestes estrelles pot ser tan gran que l'objecte compacte el travesse en algun punt de la seua òrbita. A més, el disc pot ser brillant i ser responsable d'una fracció no menyspreable de la llum que rebem de l'estrella. D'aquesta manera, cada vegada que l'objecte compacte travessa el disc, el que ocorre dues vegades al llarg de l'òrbita, el destrueix, provocant una caiguda de la brillantor en l'òptic.
La radiació d'alta energia, radiació gamma, deu ser provocada, segons aquest model, per la interacció entre el vent i el disc de l'estrella massiva amb el vent de la de neutrons. Al contrari que el vent de l'estrella massiva, lent i dens en termes relatius, el de la darrera és molt diluït i té velocitats properes a la de la llum. L'emissió gamma és també variable, segurament degut als canvis en aquesta interacció provocats per les irregularitats del vent de l'estrella. A més, la interacció amb el seu disc ha de ser molt més intensa que no la que ocorre amb el vent menys dens en altres punts de l'òrbita. Els detalls d'aquesta interacció són objecte d'estudi en l'actualitat per diferents grups arreu del món. Entre d'altres, el nostre grup a València, dintre d'una col·laboració amb col·legues de la Universitat de Barcelona.
En Astrofísica, com en qualsevol branca de la ciència, hi ha nombres, quantitats, amb una rellevància especial. Màgiques en podríem dir, si no tinguérem por que algú pensara que ho són realment. No, no són màgiques, hi sol haver una explicació, però eixe és el valor numèric que tenen.
Una altra cosa són les constants universals, com la velocitat de la llum, la constant de gravitació universal... En aquests casos no sabem exactament per què tenen el valor que tenen i no cap altre. El cas és que l'Univers seria diferent de com és si tingueren un altre valor. Veges, quines coses més importants ignorem encara. Bo, tornem al fil, que el perdrem.
Un d'aquests valors és 1,4 masses solars. Els càlculs de l'astrofísic indi Subrahmanyan Chandrasekhar li van revelar que aquesta massa és un límit físic que juga un paper fonamental en l'astrofísica estel·lar. I en l'Univers violent.
Segons aquests càlculs, les condicions físiques en una estrella compacta donen com a resultat un gas de Fermi, en què la força que s'oposa al col·lapse gravitatori de l'objecte és causada per la pressió de degeneració dels electrons. Els electrons són de la família dels fermions, un tipus de partícules elementals que, segons diu el principi d'exclusió de Pauli (coses quàntiques), no poden ocupar dos estats energètics exactament iguals. Si la matèria està molt comprimida i tenim, per tant, molts electrons per unitat de volum, els estats energètics van plens i els electrons han d'ocupar estats amb energies cada vegada majors. La resistència dels electrons a comprimir-se més genera una pressió que compensa, com hem dit, la força de la gravetat. Fins a una massa d'1,4 masses solars.
Si no heu entès res del paràgraf anterior, no patiu. Només heu de tindre en compte que en un nan blanc, allò que sosté l'estabilitat de l'estrella és una força repulsiva entre electrons associada als seus possibles estats energètics.
Per damunt d'això, els electrons no poden suportar el pes de l'estrella i es precipiten als nuclis. Les col·lisions entre aquests electrons i els protons produeixen neutrons... I si es produeix el col·lapse, el rebot de les capes externes causa una explosió supernova. Al centre, romandria bé un estel de neutrons, bé un forat negre, depenent de la seua massa. En parlarem.
En l'entrada anterior vam parlar d'estrelles binàries de baixa massa. Fem un pas endavant, sense eixir de parells d'estrelles amb masses relativament baixes (poques masses solars). Suposem que eixa estrella que crema abans el seu hidrogen i abandona la seqüència principal acaba com un nan blanc. I suposem que té una massa inferior, però propera a 1,4 masses solars. En el moment en què la companya comença a cedir-li matèria i el nan blanc arriba a aquesta quantitat de massa total... bom, supernova (tipus Ia).
L'explosió es pot observar des de distàncies cosmològiques. I és precisament gràcies al fet que les explosions ocorren amb unes propietats tan semblants que totes tenen una brillantor intrínseca bàsicament igual. Per tant, si n'observem una més brillant que altra és només per la diferència de distàncies. Per això aquestes supernoves són usades per a mesurar distàncies de manera precisa allà on no arriba la paral·laxi o les estrelles variables cefeides.
Les estrelles es formen en núvols de gas que hi ha a l'espai interestel·lar, en les galàxies. Com en tot allò interessant que passa en l'Univers, una inestabilitat està en l'origen del col·lapse de parts d'aquests núvols. La inestabilitat fa que la matèria s'acumule en una regió, i la gravetat fa que el procés es retroalimente. Això és, precisament, una inestabilitat: un procés que es retroalimenta sense fre. El gas cau i acumula pressió al centre de la regió col·lapsada, fins que aquesta és tan alta que s'engega el motor termonuclear de fusió.
La producció d'energia mitjançant aquest motor s'encarrega d'aturar el col·lapse i encén el nou astre. La Nebulosa d'Orió, a l'espasa de la constel·lació del guerrer, és un exemple de núvol en què encara s'hi formen estrelles.
Una de les coses curioses que passen en aquest procés és que és més comú que es formen parells d'estrelles que no estrelles soles com la nostra. Tanmateix, les seues masses no tenen per què ser iguals. Ho dic perquè és important en relació amb l'evolució de cadascuna d'elles, que depèn en gran manera de la seua massa.
Mentre les estrelles cremen hidrogen al seu nucli (seqüència principal), la parella d'estrelles balla entorn de centre de masses, seguint el ritme establert per les lleis de Kepler. En general, aquest centre de masses es troba en algun punt entre les dues, perquè encara que les masses siguen diferents, no ho són tant com entre el Sol i els planetes que l'orbiten. És com quan dos xiquets s'agafen de les mans i roden respecte a un eix perpendicular a la direcció marcada pels seus braços.
Així que les estrelles giren i giren, i ballen i ballen (ara no us maregeu!) mentre les coses van més o menys suaus. Tanmateix, tot s'acaba, i potser un dels aspectes més violents de l'Univers per a nosaltres és senzillament això: la consciència que tot s'acaba. En el cas de les estrelles binàries la fi és certament dramàtica, passe com passe.
Aviat, l'estrella que té una massa major arriba a la fi de la seua combustió abans que l'altra. En direm 'la primera'. Si la seua massa inicial és relativament baixa (menys de huit masses solars), pot començar a perdre les seues capes externes gradualment.1 En perdre massa, canvia la relació entre la parella i el centre de masses s'apropa a la segona estrella. De la primera només restarà una petita resta, petita i molt densa, que va apagant-se a poc a poc en acabar de fusionar els darrers nuclis que pot (heli o carboni, típicament). Un nan blanc.
Ara bé, quan la segona estrella comença a perdre les seues capes externes en arribar a la fi de la seua combustió d'hidrogen (i heli en les de major massa –sempre menor de 8 masses solars en el cas que ens ocupa), part d'aquest gas cau en la regió d'atracció gravitatòria del nan blanc, que acumula així matèria fins a poder arribar a un punt en què es fusionen nuclis a la seua superfície (a una temperatura de desenes de milions de graus Kelvin). Aquesta tempesta radiativa ocorre en escales de temps de dies, és a dir, de manera sobtada i explosiva dintre dels temps d'evolució de les estrelles, i és el que coneixem com una Nova.
En les darreres setmanes se n'ha parlat molt, arran de l'expectativa que en puguem veure una prompte Aquesta estrella apareixerà al nostre cel en la constel·lació de la Corona Boreal, visible en els mesos de primavera i d'estiu, entre Hèrcules i el Bover. Podeu ubicar el Bover mitjançant la seua estrella principal, Artur, molt brillant i de color ataronjat. A les primeres hores de les nits de primavera apareix cap a l'est i, gradualment, la seua aparició es desplaça cap a l'oest fins a les darreries de l'estiu, en què desapareix del nostre cel. La Corona Boreal apareix com un semi-cercle de joies brillants a l'est d'Artur, en direcció al triangle d'estiu.
Potser no veiem ningú de nosaltres una explosió supernova propera, però, si més no, tindrem la nostra Nova, que podrem veure a simple vista. Per cert, recomanaria observar la regió del cel abans de l'esclat, per prendre consciència de l'aparició de la nova estrella quan ocórrega.
Les nits d'estiu conviden a mirar el cel a la fresca. Amb sort i bon cel veiem moltíssims punts brillants i una mena de núvol boirós que creua el cel de nord a sud. Eixe núvol és una galàxia, la nostra Galàxia, vista des de dins. La llum que ens n'arriba és la suma de l'emesa per totes les estrelles que la formen excepte les que ens queden a l'esquena, dalt o baix, des de la nostra posició interior al disc.
Aquest racó nostre de la Via Làctia és tranquil, i per això estem ací. Hi ha altres llocs de la Galàxia que són inhòspits per a la vida tal com la coneixem. Efectivament, la radiació electromagnètica d'alta energia destrueix les molècules que conformen la química de la vida. Per tant, tenim la sort que la nostra estrella orbita allunyada de zones concorregudes on l'activitat estel·lar és perillosa.
De què parlem, exactament? Comencem des del Nord. La constel·lació de Cassiopea, que fa una v doble, presenta una gran quantitat de cúmuls d'estrelles joves, però més enllà, més cap a dins de la Galàxia, n'hi ha un parell d'estrelles binàries de raigs gamma. Com el seu nom indica, emeten de manera intensa en la part més energètica de l'espectre electromagnètic.
Pensem que aquesta radiació està relacionada amb la presència d'un estel de neutrons i una estrella massiva, que orbiten una entorn de l'altra – formen un sistema binari. Tots dos objectes emeten vents de partícules i camps magnètics des de les seues superfícies, amb altes velocitats i baixes densitats en el primer cas, i al contrari en el segon. En la col·lisió d'aquests vents, partícules elementals com els electrons, guanyen grans quantitats d'energia que després és radiada en raigs gamma.
Si seguim cap al sud, trobem la constel·lació del Cigne, que forma una gran creu al cel d'estiu. Més enllà de les estrelles que formen el dibuix de l'au, trobem fonts d'emissió en raigs X. En aquest cas, existeixen evidències que es tracta d'una estrella binària on un dels dos objectes és un forat negre que fagocita l'estrella companya. La producció d'energia en aquests objectes, coneguts com binàries de raigs X, ve de la mà, precisament, de la caiguda del gas de l'estrella companya, encara activa sobre el forat negre, resta de l'existència prèvia d'una estrella que va deixar de generar energia en el seu si.
De fet, el primer objecte proposat com candidat a forat negre és Cigne X-1, prop del coll de l'animal dibuixat al cel. La candidatura va ser presentada per Betty Louise Webster i Paul Murdin, l'any 1972. Eixa font, el forat negre més proper (que sabem) a nosaltres, es troba a una distància del voltant de sis mil anys-llum. Aquesta hipòtesi ha estat sostinguda per l'acumulació d'evidències convincents.
Finalment, al sud, hi ha la constel·lació de Sagitari, amb forma de tetera. Allà, resseguint la boca per on vessaria el té, hi ha la direcció que indica el centre de la Via Làctia, la nostra galàxia espiral. Sabem que en eixe centre, ubicat a uns vint mil anys-llum de distància, trobem un objecte compacte amb una massa de quatre milions de masses del Sol. Les seues dimensions i massa el fan compatible amb la interpretació teòrica relativista que ja coneixem: un forat negre, ço és, un possible trencament del teixit espai-temporal de l'Univers amb una singularitat al seu centre. Singularitat vindria a ser l'eufemisme que fem servir els físics per no dir directament (reconèixer?) que les nostres teories ja no funcionen en aquest lloc.
En l'entorn directe (milers d'anys-llum central) d'aquest forat negre supermassiu es concentra una gran quantitat de gas i estrelles. Com més gas n'hi ha en una regió, més estrelles s'hi formen, i com més estrelles hi ha, més probabilitat que hi haja explosions supernova d'estrelles massives, binàries de raigs X o gamma, etc. El centre de la Galàxia vindria a ser com el centre d'una ciutat en festes. No s'hi pot viure.
Tot plegat, si en lloc de tindre receptors electromagnètics sensibles en la banda espectral del visible, en tinguérem a altes energies, en mirar el cel veuríem punts ben brillants en les regions esmentades. En agost, quan mireu amunt i vos vinga al cap la quietud i aparent immutabilitat del cel, no oblideu que darrere les aparences s'amaguen perills inesperats: regions inhabitables, terribles i esgarrifoses, emissions que vos socarrarien en un no-res. Fins i tot pitjors que la part alta de la Ribera Alta en estiu...
