Una estrella gigante finge una supernova cada 113 días porque un astro colapsado la devora

Aproximadamente cada ciento trece días, una estrella gigante en una galaxia espiral cercana brilla con tanta intensidad que se confunde con una supernova. Lo ha hecho al menos veintisiete veces, y sigue ahí. Las observaciones en rayos X del observatorio Chandra de la NASA apuntan ahora a lo que impulsa las explosiones: un agujero negro o una estrella de neutrones en una órbita alargada. Cada vez que los dos astros se aproximan, el objeto compacto engulle gas arrancado de la gigante.

Esto convierte a la estrella, catalogada como AT 2016blu, en la primera de su clase inestable de la que se sabe que tiene un remanente estelar colapsado como compañero. También conecta dos enigmas que los astrónomos han estudiado mayoritariamente por separado: las impostoras de supernova, estrellas que estallan como supernovas sin morir, y las fuentes de rayos X más brillantes de otras galaxias, cuyos motores aún se debaten.

La estrella es enorme. Las imágenes del Hubble tomadas mientras estaba en calma la sitúan en no menos de 33 veces la masa del Sol y al menos medio millón de veces su brillo. Se encuentra en la galaxia NGC 4559, a unos 29 millones de años luz, y pertenece a la misma familia inestable que Eta Carinae. Su ritmo constante ya había indicado al equipo que orbita algo.

En el pico de una erupción brilla en luz roja como unos diez millones de soles: mucho más débil que una supernova real, pero lo bastante brillante como para aparecer en los rastreos de supernovas. «El comportamiento de esta estrella era desconcertante al principio porque seguía actuando como una supernova, pero claramente no lo es, ya que sigue sobreviviendo a estas erupciones unas tres veces al año», declaró la coautora Núria Torres-Albà, de la Universidad de Virginia.

Cómo Chandra captó la estrella en plena erupción

Dos estrellas masivas con vientos en colisión emiten rayos X modestos. El gas que cae sobre un agujero negro o una estrella de neutrones puede brillar miles de veces más. Para distinguirlos, Chandra tuvo que observar durante una erupción, lo que implicaba saber cuándo se iba a producir una.

Así que el equipo vigiló. Los telescopios del Observatorio Lick y la red del Observatorio Las Cumbres revisaban la estrella casi cada noche, y una alerta de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables movilizó a más de treinta observadores, muchos de ellos aficionados. Cuando la estrella se iluminó más de una magnitud completa, el equipo activó una solicitud urgente a Chandra. El telescopio la observó cinco veces durante cuatro días, durante unos 100.000 segundos en total, y la detectó en todas las ocasiones.

«Sospechábamos que los brillantes destellos repetidos en longitudes de onda ópticas podrían estar alimentados por explosiones periódicas de rayos X de alta energía», dijo el coautor Nathan Smith, de la Universidad de Arizona. «El denso gas que rodea el sistema se calienta con los rayos X y luego brilla en el óptico».

Solo Chandra podía hacerlo. Una fuente de rayos X mucho más brillante, NGC 4559 X7, se encuentra a unos diez segundos de arco, y el telescopio XMM-Newton de la Europa los funde en un solo punto. Además, Chandra había obtenido imágenes del campo por casualidad más de dos décadas antes, mientras AT 2016blu estaba en calma, y no vio nada en su posición. La nueva detección es al menos 100 veces más brillante que ese límite. Las probabilidades de que un cuásar de fondo estuviera justo dentro del pequeño círculo de búsqueda son de aproximadamente seis entre 100.000.

Por qué solo encaja un agujero negro o una estrella de neutrones

El artículo sopesa cuatro formas en que una estrella así puede producir rayos X. Los choques dentro del viento de una sola estrella alcanzan como máximo una intensidad diez millones de veces menor de lo que midió Chandra. Los vientos en colisión de dos estrellas masivas se quedan cortos por un factor de aproximadamente 10.000. Las capas de gas expulsadas en órbitas sucesivas podrían chocar entre sí, pero a las velocidades observadas en la luz de la estrella eso daría rayos X blandos y de baja energía, y Chandra registró un espectro duro y de alta energía.

Eso deja la acreción, la caída de materia sobre un objeto compacto. La emisión de rayos X equivale al techo teórico, llamado límite de Eddington, para un objeto de unas 3,5 masas solares, que ya está por encima del techo para una estrella de neutrones. Se queda justo por debajo del límite para una fuente ultraluminosa de rayos X, una clase de emisores extremos que se encuentran en otras galaxias, y es posible que Chandra simplemente haya pasado por alto el verdadero pico. El equipo considera a AT 2016blu como miembro candidato.

Las erupciones visibles transportan aproximadamente cien veces más energía que los rayos X. Si ambas proceden de la misma alimentación, alrededor del 99 % de la energía es absorbida por el gas circundante y reemitida como luz visible, según describe Smith.

Cómo se compara con Eta Carinae y otras impostoras

En su máximo de rayos X, Eta Carinae, cuyos rayos X provienen de vientos en colisión, alcanza aproximadamente una dosmilésima parte de lo que produce AT 2016blu. La mayoría de las variables luminosas azules de nuestra galaxia no muestran rayos X en absoluto.

La coincidencia más cercana es SN 2010da, una impostora brillante en rayos X de la galaxia NGC 300 cuyos pulsos regulares revelaron una estrella de neutrones. Sin embargo, su estrella grande es una supergigante roja, no una variable luminosa azul.

Eso es importante por SN 2009ip, una variable luminosa azul que entró en erupción durante años y luego parece haber explotado de verdad, algo que los modelos de estrella única no esperan. Un conjunto creciente de modelos atribuye esas erupciones previas a la muerte a un compañero compacto, y AT 2016blu es la primera variable luminosa azul observada que encaja.

Lo que los rayos X aún no pueden decir

La mayor pregunta abierta es qué es el compañero. Las estrellas de neutrones pueden identificarse por sus pulsos regulares de rayos X, pero Chandra recogió muy pocos fotones de rayos X para buscarlos, y la visión de XMM-Newton queda anulada por X7. Pesar al compañero requeriría una solución orbital, y las velocidades medidas en la luz del hidrógeno de la estrella no siguen la órbita, por lo que no se obtiene ninguna masa.

La tasa de alimentación se inclina hacia un agujero negro sin demostrarlo. Teniendo en cuenta las erupciones visibles, el compañero podría estar tragando gas a más de cien veces la tasa que se supone que una estrella de neutrones típica puede manejar. Se ha observado que algunas estrellas de neutrones superan ese límite en un factor de aproximadamente mil, por lo que los autores evitan pronunciarse.

El espectro de la estrella también muestra rasgos que aparecen y desaparecen sin alinearse con la órbita, lo que podría indicar la presencia de un chorro, un disco o gas grumoso.

Luego está por qué comenzaron las erupciones, después de años de una estrella estable. El equipo se inclina por una gigante que se ha hinchado lentamente con la edad hasta empezar a alcanzar a su compañero. La alternativa es una fase temporal de hinchazón conocida en estas estrellas, en cuyo caso las erupciones deberían cesar eventualmente. Hasta ahora no lo han hecho.

Preguntas frecuentes sobre las impostoras de supernova

¿Qué es una impostora de supernova?

Es una estrella masiva que se ilumina lo suficiente como para ser confundida con una supernova, pero sobrevive; a menudo es una variable luminosa azul como Eta Carinae. Las supernovas reales destruyen la estrella y suelen ser mucho más brillantes. Las impostoras suelen ser registradas por los rastreos de supernovas y reclasificadas cuando la estrella reaparece.

¿Cómo pueden los rayos X revelar un agujero negro o una estrella de neutrones?

El gas que cae sobre un objeto muy compacto se calienta a millones de grados y brilla en rayos X duros a niveles de potencia que las estrellas ordinarias no pueden alcanzar. AT 2016blu brilla aproximadamente a 100.000 veces la producción total del Sol solo en rayos X, muy por encima de lo que pueden producir los vientos estelares en colisión. Distinguir un agujero negro de una estrella de neutrones requiere pruebas adicionales, como pulsos o una masa medida.

¿Explotará AT 2016blu como una supernova real?

Nadie lo sabe. La estrella es lo bastante masiva como para acabar como supernova eventualmente, y la impostora SN 2009ip demuestra que una estrella con un historial similar puede llegar a explotar. Nada en los nuevos datos indica cuándo.

El próximo acercamiento

Chandra observó la estrella del 24 al 27 de marzo de 2026, después de imágenes de archivo en 2001 y 2002 y una primera erupción registrada en 2012. Los resultados se publicaron el 9 de noviembre en The Astrophysical Journal. «Durante 15 años, los astrónomos han estado viendo cómo esta estrella se volvía muy brillante y luego se apagaba regularmente», dijo el autor principal Mojgan Aghakhanloo, de la Universidad de Virginia. «Hasta que pudimos obtener datos de Chandra en el momento adecuado, no pudimos averiguar qué estaba causando esto».

Los autores sostienen que encontrar más sistemas como este es esencial para aprender cómo se conectan las impostoras, las variables luminosas azules y las supernovas reales. AT 2016blu mantiene su calendario, así que cada paso cercano es una nueva oportunidad. Lo que cerraría el caso serían los pulsos de rayos X, que solo puede producir una estrella de neutrones, o una órbita que finalmente pese al compañero.

Referencia: Aghakhanloo et al., «AT 2016blu: Accretion-powered Outbursts in a Luminous Blue Variable and Compact Object Binary,» The Astrophysical Journal, 2026. DOI: 10.3847/1538-4357/ae9a86

Etiquetas: astronomia, Supernova, agujero negro, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory, estrella de neutrones