Colisión estelar

Una colisión estelar es la unión de dos estrellas ^[1] causada por la dinámica estelar dentro de un cúmulo estelar , o por la desintegración orbital de una estrella binaria debido a la pérdida de masa estelar o la radiación gravitacional , o por otros mecanismos aún no bien comprendidos.

Cualquier estrella del universo puede colisionar, ya sea que esté "viva", es decir, que la fusión aún esté activa en la estrella, o "muerta", es decir, que la fusión ya no se esté produciendo. Las estrellas enanas blancas , las estrellas de neutrones , los agujeros negros , las estrellas de secuencia principal , las estrellas gigantes y las supergigantes son muy diferentes en cuanto a tipo, masa, temperatura y radio, y, en consecuencia, producen distintos tipos de colisiones y remanentes. ^[2]

Aproximadamente la mitad de las estrellas del cielo forman parte de sistemas binarios, en los que dos estrellas orbitan entre sí. Algunas estrellas binarias orbitan entre sí tan cerca que comparten la misma atmósfera, lo que le da al sistema la forma de un cacahuete. Si bien la mayoría de estos sistemas binarios de contacto son estables, algunos se vuelven inestables y expulsan a una de las estrellas o terminan fusionándose.

Los astrónomos predicen que eventos de este tipo ocurren en los cúmulos globulares de nuestra galaxia aproximadamente una vez cada 10.000 años. ^[2] El 2 de septiembre de 2008, los científicos observaron por primera vez una fusión estelar en Escorpio (llamada V1309 Scorpii ), aunque en ese momento no se sabía que fuera el resultado de una fusión estelar. ^[3]

Las enanas blancas son los restos de estrellas de baja masa que, si forman un sistema binario con otra estrella, pueden causar grandes explosiones estelares conocidas como supernovas de tipo Ia. La vía normal por la que esto sucede implica que una enana blanca extrae material de una estrella de secuencia principal o gigante roja para formar un disco de acreción .

Con mucha menos frecuencia, se produce una supernova de tipo Ia cuando dos enanas blancas orbitan una alrededor de la otra. ^[4] La emisión de ondas gravitacionales hace que el par se desplace en espiral hacia adentro. Cuando finalmente se fusionan, si su masa combinada se acerca o supera el límite de Chandrasekhar , se enciende la fusión del carbono , lo que aumenta la temperatura. Dado que una enana blanca consiste en materia degenerada , no existe un equilibrio seguro entre la presión térmica y el peso de las capas superpuestas de la estrella. Debido a esto, las reacciones de fusión descontroladas calientan rápidamente el interior de la estrella combinada y se propagan, causando una explosión de supernova . ^[4] En cuestión de segundos, toda la masa de la enana blanca es arrojada al espacio. ^[5]

Las fusiones de estrellas de neutrones se producen de forma similar a las raras supernovas de tipo Ia que resultan de la fusión de enanas blancas. Cuando dos estrellas de neutrones orbitan una alrededor de la otra, se mueven en espiral hacia adentro a medida que pasa el tiempo debido a la radiación gravitatoria. Cuando se encuentran, su fusión conduce a la formación de una estrella de neutrones más pesada o de un agujero negro, dependiendo de si la masa del remanente excede el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff . Esto crea un campo magnético que es billones de veces más fuerte que el de la Tierra, en cuestión de uno o dos milisegundos. Los astrónomos creen que este tipo de evento es lo que crea breves estallidos de rayos gamma ^[6] y kilonovas ^[7] .

El 16 de octubre de 2017 se informó que un evento de ondas gravitacionales ocurrido el 25 de agosto de 2017, GW170817 , estaba asociado con la fusión de dos estrellas de neutrones en una galaxia distante , la primera fusión de este tipo observada a través de la radiación gravitacional. ^{[8] [9] [10] [11]}

Si una estrella de neutrones colisiona con una gigante roja de masa y densidad suficientemente bajas, se conjetura que la fusión producirá un objeto Thorne-Żytkow , un tipo hipotético de estrella compacta que contiene una estrella de neutrones envuelta por una gigante roja.

Cuando dos estrellas de baja masa en un sistema binario se fusionan, la masa puede perderse en el plano orbital de las estrellas fusionadas, creando un disco de excreción a partir del cual se pueden formar nuevos planetas. ^[12]

Aunque el concepto de colisión estelar ha existido durante varias generaciones de astrónomos, sólo el desarrollo de nueva tecnología ha hecho posible que se lo estudie de forma más objetiva. Por ejemplo, en 1764, el astrónomo Charles Messier descubrió un cúmulo de estrellas conocido como Messier 30. En el siglo XX, los astrónomos concluyeron que el cúmulo tenía aproximadamente 13 mil millones de años. ^[13] El telescopio espacial Hubble resolvió las estrellas individuales de Messier 30. Con esta nueva tecnología, los astrónomos descubrieron que algunas estrellas, conocidas como rezagadas azules , parecían más jóvenes que otras estrellas del cúmulo. ^[13] Los astrónomos entonces plantearon la hipótesis de que las estrellas podrían haber "chocado" o "fusionado", lo que les dio más combustible para que continuaran la fusión mientras las estrellas compañeras a su alrededor comenzaban a apagarse. ^[13]

Aunque las colisiones estelares pueden ocurrir con mucha frecuencia en ciertas partes de la galaxia, la probabilidad de una colisión que involucre al Sol es muy pequeña. Un cálculo de probabilidad predice que la tasa de colisiones estelares que involucran al Sol es de 1 en 10 ²⁸ años. ^[14] A modo de comparación, la edad del universo es del orden de 10 ¹⁰ años. La probabilidad de encuentros cercanos con el Sol también es pequeña. La tasa se estima mediante la fórmula:

N ≈ 4,2 · D ² millones de años ⁻¹

donde N es el número de encuentros por millón de años que ocurren dentro de un radio D del Sol en parsecs . ^[15] A modo de comparación, el radio medio de la órbita de la Tierra, 1 UA , es 4,82 × 10 ⁻⁶ parsecs .

Es probable que nuestra estrella no se vea afectada directamente por un evento de este tipo porque no hay cúmulos estelares lo suficientemente cercanos como para provocar tales interacciones. ^[14]

Un análisis de los eclipses de KIC 9832227 sugirió inicialmente que su período orbital se estaba acortando, y que los núcleos de las dos estrellas se fusionarían en 2022. ^{[16] [17] [18] [19]} Sin embargo, un reanálisis posterior encontró que uno de los conjuntos de datos utilizados en la predicción inicial contenía un error de tiempo de 12 horas, lo que condujo a un aparente acortamiento espurio del período orbital de las estrellas. ^{[20] [21] [22] [23]}

El mecanismo detrás de las fusiones de estrellas binarias aún no se comprende por completo y sigue siendo uno de los principales focos de atención de quienes investigan KIC 9832227 y otros sistemas binarios de contacto.

• "Grupo de trabajo MODEST 4 "Colisiones estelares" de Pau Amaro Seoane" . Consultado el 20 de mayo de 2013 .