transferencia de masa

Una estrella de neutrones es el remanente de una estrella que explotó, comprimido tan fuertemente que una cucharadita de su materia pesaría como una montaña. Dentro de ese objeto, los protones y neutrones están empaquetados muy juntos, y bajo una presión enorme pueden aparecer hiperones —partículas que contienen un quark extraño.

Dos estrellas giran una alrededor de la otra como bailarines que se acercan y se alejan. Con el tiempo, una de ellas se hincha y sus capas externas fluyen hacia la vecina. La que recibe el material ajeno no se distingue en apariencia de una estrella solitaria, pero su superficie lo recuerda todo.

Un globo que se desinfla a tirones rebota por la habitación: el chorro de aire sale primero hacia un lado y luego hacia otro. Así se comporta una estrella moribunda cuando expulsa su envoltura hinchada. Solo que en lugar de aire hay gas ardiente, y en lugar del globo, una futura enana blanca (el denso remanente de una estrella, del tamaño de la Tierra).

Alrededor de una estrella recién encendida gira un remolino de polvo y gas. Ese remolino — el disco protoplanetario — crece absorbiendo materia de la nube circundante.

En las profundidades de las nubes moleculares se esconden amplificadores naturales: los máseres cósmicos. Funcionan como los láseres, pero en el rango de radio: las moléculas excitadas emiten al unísono ondas de una misma frecuencia, creando un haz brillante. El problema es que estas moléculas suelen tener varios caminos para liberar energía.

Un disco de gas con un peso de cuatrocientos mil soles rodea al agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. Su atracción actúa como un timón gravitacional: lenta pero inexorablemente, gira las órbitas de las estrellas binarias, empujándolas hacia la región donde las fuerzas de marea desgarran la pareja.

A la pareja estelar J05+50 le toma casi dos meses completar una órbita alrededor de su centro común. Desde la Tierra se ve como un punto débil en la constelación de Hércules — a 4625 pársecs de nosotros. La fotometría de la estrella binaria registra solo un suave bamboleo de brillo, como el pulso de un corazón gigante.

Dos patinadores en un lago congelado hasta el horizonte. Están tan lejos que sus siluetas se han reducido a puntos, y su atracción mutua es casi un concepto teológico. Según los preceptos de Newton, deberían girar en un vals especulativamente lento. Pero los telescopios ven otra cosa.

Hace un cuarto de siglo, Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron el primer Júpiter caliente y rompieron todos los cánones de formación planetaria. Un gigante gaseoso en una órbita de apenas días no podría haberse formado cerca de la estrella: allí hace demasiado calor y no hay material de construcción.

En el centro de la Vía Láctea, donde reina sin rival el agujero negro supermasivo Sagitario A* (cuya métrica fue obtenida por primera vez por Karl Schwarzschild), la estrella S4714 emprende un viaje vertiginoso.

Un planeta del tamaño de Neptuno se acercó demasiado a su estrella. La estrella comienza a atraer las capas superiores del planeta: el gas fluye desde él como agua de un cubo desbordado. Este proceso se llama transferencia de masa por el lóbulo de Roche (así es como los astrónomos designan el límite más allá del cual la estrella ya puede arrancar materia del planeta).

Dos piedras caen en un estanque. De cada una se expanden círculos, pero en cuanto chocan, se produce un chapoteo y un golpe seco y resonante. Algo así suena la fusión de dos estrellas de neutrones, los restos superdensos de estrellas que han explotado.

Imagine un funambulista balanceándose sobre un abismo. Cada paso cambia la tensión de la cuerda, y el más mínimo desplazamiento del centro de gravedad puede ser fatal. Así se asemeja el baile de una estrella común солнцеподобной alrededor de un чёрной дыры de diez masas solares, si la órbita es muy alargada.

Los detectores captan el «rizado» de las ondas gravitacionales producido por la fusión de agujeros negros o estrellas de neutrones, como un eco de la cocina donde se preparó el plato cósmico. Los astrónomos intentan reconstruir la receta: cómo dos estrellas masivas se convirtieron en una pareja exótica y colisionaron.

Dos patinadores artísticos giran sobre el hielo. Uno es ligero y cauteloso, apenas rota. El otro es masivo y veloz, gira con todas sus fuerzas y además en direcciones distintas. Más o menos así es el panorama que han dibujado las ondas gravitacionales de la fusión de agujeros negros.

En el espacio son frecuentes las parejas de agujeros negros que se fusionan, donde uno es notablemente más masivo que el otro. Esa diferencia de peso no es solo un número, sino la clave de su historia común.

El faro parpadea estrictamente una vez por segundo. Si se mueve en círculo, sus destellos llegan unas veces un poco antes y otras un poco después, delatando a un compañero invisible. Así es como los astrónomos han desenmascarado al compañero oculto de la estrella IY Lyrae. IY Lyrae es una estrella variable pulsante en el disco grueso de la Galaxia.

Dos agujeros negros, girando uno alrededor del otro, se comportan como un bote que rema con estrellas. Cada estrella que pasa es expulsada, como una palada de remo, y transfiere impulso al par. Durante mucho tiempo se pensó que esto simplemente los acerca.

La última cosecha de ondas gravitacionales ha traído un enigma. Los detectores LIGO, Virgo y KAGRA han captado decenas de señales de agujeros negros en fusión, y en la gráfica de sus masas se abre un hueco: apenas hay objetos más pesados que 45 soles, y los que existen giran sospechosamente rápido.

Sobre una estrella de neutrones —el residuo superdenso de una estrella que explotó— cae gas. Este gas se acumula en los polos magnéticos y forma una montaña. Pero una montaña en una estrella de neutrones no se parece a una terrestre: no la sostiene la roca, sino las líneas de fuerza del campo magnético, como limaduras de hierro sobre un imán.

Dos estrellas giran alrededor de un centro común, absorbiendo gas de la nube circundante. Alrededor de cada estrella y alrededor de todo el par se forman discos de gas en rotación. De estos discos, como de mangueras, brotan chorros. Dentro de los discos, el gas se mezcla constantemente: así funciona la inestabilidad magnetorrotacional.

Los sistemas planetarios jóvenes se parecen a una orquesta que acaba de empezar a ensayar: todos los músicos intentan tocar al mismo ritmo.

Dos tenues brasas giran en la oscuridad tan cerca que una comienza a arrancar trozos incandescentes de la otra. Así se ve el sistema ZTF J1239+8347, captado por el telescopio Zwicky Transient Facility. Son dos enanas marrones: objetos más pesados que los planetas, pero demasiado ligeros para encender el fuego termonuclear como el del Sol.

Un terrón de azúcar reposa en un platillo junto a una taza de té caliente. Si lo dejas caer en el té, se disuelve en minutos. Pero si lo sumerges despacio, el azúcar se derrite gradualmente, cediendo su dulzor a la bebida. Algo parecido ocurre en dos parejas estelares recién descubiertas, solo que en lugar de azúcar hay una enana marrón, y en lugar de té, una estrella.

Dos estrellas tenues giran tan cerca que una arranca materia de la otra, como una cuchara que retira con cuidado la espuma del caldo. Los astrónomos han calculado por primera vez el destino de estas parejas: las enanas ultrafrías y las enanas marrones, los habitantes más fríos y apagados de la galaxia. Antes se pensaba que el intercambio de masa entre ellas era imposible: demasiado frágiles.

De noche, en una carretera desierta, un faro parpadea rara vez, pero de inmediato a plena potencia. Así se comportan las estrellas tipo WZ Sge: durante años brillan apenas perceptiblemente, y luego estallan de golpe, volviéndose cientos de veces más brillantes.

En el cúmulo estelar NGC 2158, que tiene más de mil millones de años, los astrónomos han contado con qué frecuencia las estrellas viven en parejas. El telescopio Hubble observó el cúmulo durante mucho tiempo para poder ver incluso las estrellas más tenues, aquellas con menos de un tercio de la masa del Sol.

Durante 39 años, los astrónomos han registrado cómo la estrella BE Lyn se enciende y se apaga. Su luz pulsa con un ritmo de varias horas, como un faro que parpadea sin cesar. Pero en ese ritmo se ha encontrado una anomalía: a veces los destellos llegaban un poco antes, a veces un poco después. La estrella se acercaba y se alejaba de la Tierra, como si alguien la arrastrara en círculos.

En un cúmulo estelar, como en una pista de baile abarrotada, las estrellas masivas rara vez permanecen solas. La mayoría de las veces giran en parejas o tríos, y la distancia entre ellas puede ser menor que la de la Tierra al Sol. Pero, ¿cómo logran acercarse tanto? La simulación mostró: todo está en el disco de gas y polvo que envuelve a la pareja.

La joven estrella binaria IRS 44, en la constelación de Ofiuco, se asemeja a una cocina ajetreada: corrientes de gas, como chorros de masa, caen sobre el disco en rotación, y en el punto de impacto nace el calor.

Dos estrellas giran en un baile apretado. Una es una estrella de neutrones, una esfera superdensa del tamaño de una ciudad pero con una masa de una vez y media la del Sol. La otra es una estrella normal que se hincha y transfiere su materia a su vecina. A veces esta transferencia es demasiado rápida y las estrellas quedan envueltas en una envoltura de gas común, como dos cucharas en una misma olla de sopa hirviendo.

Los estallidos de rayos gamma cortos son explosiones colosales que en fracciones de segundo liberan una energía comparable a la que nuestro Sol emitirá en miles de millones de años.