Banquetes (g)astronómicos

De entre todos los cuerpos celestes que conocemos, agujeros negros y estrellas de neutrones son sin duda de los más interesantes. Qué voy a decir yo, que me dedico a estudiarlos. Ya hemos presentado estos objetos compactos en esta Gaveta de Astrofísica: una estrella de neutrones posee típicamente una masa similar a la del Sol, pero comprimida en una esfera de tan solo 10 km de radio, mientras que los agujeros negros estelares son aún más compactos, ya que comprimen 10 veces la masa del Sol en menos de 35 km. Su nombre claramente define a estos últimos, ya que su gravedad extrema impide que incluso los fotones de luz escapen. Pero si los agujeros negros, por definición, no emiten luz y las estrellas de neutrones son tan pequeñas que apenas la emiten, ¿cómo se estudian estos objetos?

Los agujeros negros estelares y muchas de las estrellas de neutrones que conocemos residen en lo que llamamos binarias de rayos-X. Estos sistemas binarios, compuestos por uno de nuestros objetos favoritos y una estrella común, similar al Sol, orbitan lo suficientemente cerca como para que la inmensa fuerza gravitatoria del objeto compacto sea capaz de arrancar y devorar las capas más externas de la desafortunada compañera. Como el material robado tiende a mantener el movimiento que tenía en la estrella, cuando cae lo hace formando un disco alrededor del objeto compacto y, debido a la fricción que se produce entre las diversas capas que conforman el disco, la temperatura de este se eleva a niveles tan altos que liberan enormes cantidades de energía. Las capas externas, las más frías, emiten en el infrarrojo y el visible, mientras que las zonas más internas alcanzan temperaturas tan elevadas que emiten luz extremadamente energética, en el rango de los rayos-X. De ahí el nombre escogido para bautizar estos sistemas: binarias de rayos-X.

Además, como si esto fuera poco, parte del material despojado es expulsado aceleradamente en forma de chorros a través de los polos del agujero negro o de la estrella de neutrones: los conocidos jets, los cuales observamos en la banda de radio. Hemos pasado, pues, de tener cuerpos celestes que por definición no emiten luz a sistemas que la emiten en casi todos sus rangos.

Si hay algo que caracteriza a las binarias de rayos-X es que son fuentes variables. Dicho en otras palabras: ¡ahora me ves, ahora no me ves! Los sistemas pasan generalmente la mayor parte de su vida en un estado de hibernación en el que, de hecho, no se diferencian del resto de objetos celestes. Pero de vez en cuando despiertan hambrientos y empiezan a consumir más y más materia, y súbitamente se vuelven hasta un millón de veces más luminosos. El sistema ha entrado en erupción. Vamos, que pega un tremendo “pepinazo”. Es en estos súbitos despertares cuando estos sistemas se desvelan a sí mismos y se muestran tal y como son. No hay rastro de duda, solo una binaria de rayos-X puede producir tales abrillantamientos.

No sabemos a priori cuánto tardará el sistema en saciarse. Puede tardar meses, semanas o tan solo unos pocos días, por lo que hay que actuar velozmente y de manera sincronizada. Las alarmas suenan y todos los observatorios apuntan cual paparazzi. La Palma, Chile, Hawái, apuntan con sus telescopios de las montañas. Desde Madrid, Washington y Tokio, los astrónomos mandan la orden de apuntado a los satélites de rayos-X y ultravioleta. En Australia y Nuevo México mueven las antenas de radio a las coordenadas reportadas. Todos a una. Estas semanas frenéticas de obtención de datos se traducen en lo que probablemente serán años de análisis y estudios, todo para dar un pequeño paso más en el descifrado del funcionamiento de estos sistemas.

El apetito de estos sistemas es tan variado como el nuestro. Algunos se dedican a pegarse empachadas, mientras otros comen como pajaritos; otros, depende de la ocasión; y otros no paran nunca. Así pues, dependiendo de sus hábitos alimenticios, estos sistemas experimentarán un mayor o menor número de erupciones que, a su vez, serán de mayor o menor luminosidad. Precisamente el porqué de estas diferencias en los patrones de actividad de los diferentes sistemas es algo que no está totalmente claro. La idea general es sencilla. A mayor ritmo de acreción y cuanto más combustible haya disponible, más intensas y frecuentes serán las erupciones. Debe depender pues del tipo y estado de la estrella compañera, que proporciona el material, y a qué ritmo el disco se lo sirve en bandeja al objeto compacto. Y así lo parecen confirmar sistemas como Aquila-X1, con erupciones muy intensas cada dos años, o V404-Cyg, que casa 25 años sufre erupciones muy brillantes de tan solo unos pocos días de duración.

Pero luego, como todo en esta vida, llegan contraejemplos y te desmontan el chiringuito. Por ejemplo el sistema Swift J1357.2-0933, descubierto en el año 2011 cuando detectamos por primera vez uno de sus banquetes (g)astronómicos. Durante mi tesis doctoral en Ámsterdam hice un estudio exhaustivo de todo el proceso de la erupción: fue relativamente breve y de muy baja luminosidad y, dado el pequeño tamaño físico del sistema, todo sugería que la próxima época de actividad sería vista por nuestros bisnietos, casi peor que el cometa Halley. Cuál fue nuestra sorpresa cuando en abril del año pasado saltaron las alarmas que detectaban actividad en las mismas coordenadas de nuestra relativamente nueva amiga. ¿Cómo? ¿Que otra vez está activa? Pues nada. ¡Alarma! La Palma, Chile, Madrid… ¡Vamos a ver si entendemos por qué se ha vuelto a despertar!