Las estrellas no siempre están rodeadas exclusivamente por planetas y astros menores. Pueden tener cerca a otra estrella, o incluso a objetos cósmicos más densos y exóticos, como por ejemplo un púlsar. Los respectivos campos gravitatorios influyen en la ubicación del centro de gravedad como en un tira y afloja cósmico. Si hay un objeto de gran masa y el resto son de masa muy inferior, como en el caso de nuestro sistema solar, el centro de gravedad estará muy cerca del centro mismo del objeto de gran masa. Si una estrella cuenta con otra de la misma masa, tenderán a girar la una alrededor de otra en torno a un punto situado a una distancia intermedia entre ambas. En algunos casos, las estrellas unidas gravitacionalmente están tan lejos la una de la otra que apenas interactúan entre ellas. En otros casos, sin embargo, están tan cerca que sus capas más exteriores se rozan, llegando incluso a veces a fusionarse ambos astros. Cuanto más cerca estén, de mayor magnitud serán los efectos causados por su mutua atracción gravitacional. Las mareas cósmicas resultantes serán más fuertes que los peores terremotos que podamos imaginar, y solo se podrán describir como un despedazamiento mutuo entre ambos astros.
El sistema binario PSR J1311-3430, descubierto en 2012 y del que ahora se han presentado nuevos detalles obtenidos mediante observaciones y análisis, es un ejemplo perfecto de cercanía caótica entre una estrella y un objeto mucho más denso que ella. En este caso y otros parecidos, más que infligirse daños mutuos, es el objeto más denso el que ejerce una influencia catastrófica sobre la estrella cercana.
Esta pareja posee el record de la órbita más corta de su clase y contiene una de las estrellas de neutrones más pesadas conocidas. La estrella completa una órbita cada 93 minutos, menos tiempo del que se necesita a veces para ver una película. Las primeras estimaciones atribuyeron a la estrella de neutrones una masa de unas 2,7 veces la del Sol, pero análisis más recientes apuntan a un rango de valores que se extiende hacia abajo hasta 2 veces la masa del Sol. De todas formas, incluso este último valor sería uno de los más altos para las estrellas de neutrones de las que se conoce su masa.
Las estrellas de neutrones, como su nombre indica, están compuestas principalmente de neutrones, el resultado de un colosal aplastamiento de materia por acción de la gravedad, y alcanzan densidades de más de un billón de veces la del plomo. Como consecuencia de ello, su diámetro es parecido a la distancia entre dos extremos de una gran ciudad. Estos exóticos astros, sólo superados en densidad por los agujeros negros, son núcleos hiperprensados de estrellas masivas que se quedaron sin combustible nuclear y se derrumbaron sobre sí mismas, sufriendo una explosión en forma de supernova. Los púlsares emiten una intensa radiación debido a que su rápida rotación y su fuerte campo magnético aceleran a las partículas hasta alcanzar enormes energías. El púlsar de PSR J1311-3430 da 390 vueltas sobre sí mismo cada segundo.
En la pareja PSR J1311-3430, la estrella recibe "a quemarropa", por así decirlo, ráfagas de emisiones de su púlsar. Las emisiones de alta energía y el "viento" del púlsar básicamente calientan y disipan la materia normal de la capa externa de la estrella.
El equipo de Roger Romani, del Instituto Kavli de Astrofísica de Partículas y Cosmología (KIPAC), gestionado conjuntamente por la Universidad de Stanford en California, y por el Laboratorio del Acelerador Nacional SLAC, en Menlo Park, California, todas estas entidades en Estados Unidos, ha tenido la oportunidad de observar en su nuevo estudio sobre esta pareja, algunos de los fenómenos que más claramente demuestran la magnitud de la batalla que se libra entre ambos astros.
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| Recreación artística del púlsar de PSR J1311-3430, con sus haces de radio, en verde, y de rayos gamma, en morado. El púlsar calienta la cara más cercana a él de la estrella hasta una temperatura del doble de la que hay en la superficie del Sol, y poco a poco disipa en el espacio las capas más externas de la estrella. (Imagen: Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA) |
Lo primero que llama la atención es que la estrella del sistema cambia de color en luz visible, desde un azul intenso (que denota una temperatura muy alta) a un rojo mortecino (que denota una temperatura baja) cada hora y media. Eso da una buena medida de lo mucho que el púlsar perturba a la estrella. Las mediciones de temperatura son elocuentes: El lado de la estrella más cercano al púlsar se calienta a cerca de 12.000 grados centígrados (más de 21.000 grados Fahrenheit), o sea más de dos veces la temperatura de la superficie del Sol. El lado rojo, más frío, revela el verdadero color de la estrella, con una temperatura de unos 2.700 grados centígrados (alrededor de 5.000 grados Fahrenheit), algo menos de la mitad de la temperatura en la superficie del Sol.
El calentamiento provocado por el púlsar está destruyendo a su compañera, arrancándole jirones de gas, por lo que el espacio en torno a ambos astros está lleno de gas ionizado.
La estrella, en definitiva, sufre un terremoto constante por las fuerzas de marea que ejerce el púlsar, es inflamada por sus rayos gamma, acribillada con partículas aceleradas a casi la velocidad de la luz, y su destino final será ser despedazada y quizá tragada en parte por el púlsar.
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