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

Aproximadamente cada ciento trece días, una estrella gigante de una galaxia espiral cercana se enciende con tal brillo que parece una supernova. Lo ha hecho al menos veintisiete veces y sigue ahí. Observaciones de rayos X del observatorio Chandra de la NASA apuntan ahora a lo que impulsa esas explosiones: un agujero negro o una estrella de neutrones en una órbita alargada. Cada vez que ambos cuerpos se acercan, devora gas arrancado de la gigante.

Esto convierte a la estrella, catalogada como AT 2016blu, en la primera estrella conocida de su inestable clase que tiene como compañera a un remanente estelar colapsado. También vincula dos enigmas que los astrónomos han estudiado en gran medida por separado: los impostores de supernovas, estrellas que hacen erupción como supernovas sin morir, y las fuentes de rayos X más brillantes de otras galaxias, cuyos motores siguen siendo objeto de debate.

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

En el pico de una erupción brilla en luz roja como aproximadamente diez millones de soles: mucho menos que una supernova verdadera, pero lo bastante como para aparecer en los sondeos de supernovas. «El comportamiento de esta estrella fue confuso al principio porque seguía comportándose como una supernova, pero claramente no lo es, ya que sigue sobreviviendo a estas erupciones unas tres veces al año», afirmó la coautora Núria Torres-Albà, de la University of Virginia.

Cómo Chandra sorprendió a la estrella en plena erupción

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

Así que el equipo vigiló. Los telescopios del Lick Observatory y de la red Las Cumbres Observatory revisaron la estrella casi todas las noches, y una alerta de la American Association of Variable Star Observers movilizó a más de treinta observadores, muchos de ellos aficionados. Cuando la estrella aumentó su brillo en más de una magnitud completa, el equipo solicitó una observación urgente de Chandra. El telescopio la observó cinco veces a lo largo de cuatro días, durante unos 100,000 segundos en total, y la detectó en cada ocasión.

«Sospechábamos que los brillantes destellos repetitivos en longitudes de onda ópticas podían estar alimentados en realidad por explosiones periódicas de rayos X de alta energía», dijo el coautor Nathan Smith, de la University of Arizona. «El gas denso que rodea al sistema es calentado por los rayos X y después resplandece 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 europeo XMM-Newton difumina ambas en un único punto. Chandra también había obtenido por casualidad imágenes de la región más de dos décadas antes, mientras AT 2016blu estaba tranquila, y no vio nada en su posición. La nueva detección es al menos 100 veces más brillante que ese límite. La probabilidad de que un cuásar de fondo estuviera casualmente dentro del diminuto círculo de búsqueda es de aproximadamente seis entre 100,000.

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

El artículo evalúa cuatro formas en que una estrella como esta puede producir rayos X. Los choques dentro del viento de una sola estrella alcanzan un máximo más de diez millones de veces más débil que 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 produciría rayos X suaves y de baja energía, y Chandra registró un espectro duro, de alta energía.

Eso deja la acreción, materia que cae sobre un objeto compacto. La emisión de rayos X equivale al límite teórico, llamado límite de Eddington, para un objeto de unas 3.5 masas solares, cifra que ya supera el límite para una estrella de neutrones. Se queda apenas por debajo del umbral de una fuente de rayos X ultraluminosa, una clase de emisores extremos hallados en otras galaxias, y es posible que Chandra simplemente no haya captado el verdadero máximo. El equipo considera a AT 2016blu una candidata a integrar esa clase.

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

Cómo se compara con Eta Carinae y otros impostores

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

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

Esto importa por SN 2009ip, una variable azul luminosa que hizo erupción durante años y luego parece haber explotado de verdad, algo que los modelos de estrellas individuales no prevén. Un conjunto creciente de modelos atribuye estas erupciones previas a la muerte a una compañera compacta, y AT 2016blu es la primera variable azul luminosa observada que encaja con esa explicación.

Lo que los rayos X todavía no pueden revelar

La mayor incógnita es qué es la compañera. Las estrellas de neutrones pueden identificarse por pulsos regulares de rayos X, pero Chandra reunió muy pocos fotones de rayos X para buscarlos, y la vista de XMM-Newton queda dominada por X7. Para pesar a la compañera haría falta resolver la órbita, y las velocidades medidas en la luz de 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, la compañera podría estar devorando gas a más de cien veces la tasa que se supone que puede manejar una estrella de neutrones típica. Se ha observado que algunas estrellas de neutrones superan ese límite en aproximadamente mil veces, por lo que los autores no llegan a un veredicto.

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

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

Preguntas frecuentes sobre los impostores de supernovas

¿Qué es un impostor de supernova?

Es una estrella masiva que aumenta tanto su brillo que puede confundirse con una supernova, pero sobrevive; a menudo es una variable azul luminosa como Eta Carinae. Las supernovas reales destruyen la estrella y por lo general son mucho más brillantes. Los impostores suelen ser registrados por los sondeos de supernovas y reclasificados cuando la estrella vuelve a aparecer.

¿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 hasta millones de grados y brilla en rayos X duros a niveles de potencia que las estrellas ordinarias no pueden alcanzar. AT 2016blu brilla, solo en rayos X, con aproximadamente 100,000 veces la emisión total del Sol, mucho más allá 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.

¿AT 2016blu explotará como una supernova real?

Nadie lo sabe. La estrella es lo bastante masiva como para terminar eventualmente como una supernova, y el impostor SN 2009ip demuestra que una estrella con una historia similar puede acabar explotando. Nada en los nuevos datos indica cuándo ocurrirá.

El próximo acercamiento

Chandra observó la estrella del 24 al 27 de marzo de 2026, tras observaciones 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 observado cómo esta estrella se vuelve realmente brillante y luego se atenúa de nuevo de forma regular», afirmó la autora principal Mojgan Aghakhanloo, de la University of Virginia. «Hasta que pudimos obtener datos de Chandra en el momento adecuado, no pudimos averiguar qué provocaba esto».

Los autores sostienen que encontrar más sistemas como este es esencial para comprender cómo se conectan los impostores, las variables azules luminosas y las supernovas reales. AT 2016blu mantiene su calendario, de modo que cada acercamiento es otra oportunidad. Lo que cerraría el caso serían pulsos de rayos X, que solo puede producir una estrella de neutrones, o una órbita que por fin permita pesar a la compañera.

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