Las enanas blancas son estrellas muy masivas, son el resultado de la muerte de las estrellas como el sol, lo que queda cuando la estrella se rinde a la acción de su propia gravedad. Las estrellas grandes, suelen colapsar de tal forma que vencen incluso las fuerzas atómicas desencadenando una enorme explosión que las hace brillar por unos días mas que las miles de millones de estrellas que la acompañan en la galaxia juntas. Da miedo imaginar la capacidad destructiva de estos eventos, que vienen acompañados de la emisión de enormes cantidades de rayos gamma de alta energía, que esterilizan aquello que no destruye la explosión.

En las enanas blancas al contrario, esto no ocurre, la estrella continúa brillando, fruto de su calor residual, emitiendo radiación al espacio, dispersando su brillo en un rápido giro sobre si misma, durante miles de millones de años, hasta que se apaga en silencio. Sin embargo, hace varias décadas que se sospecha que esto no tiene por que ser así si en su camino se cruza una estrella compañera. La enana blanca en el sistema de T Pyxidis es una nova recurrente, lo que significa que se somete a erupciones termonucleares de baja intensidad (relativamente hablando claro) cada 20 años aproximadamente. Las erupciones más recientes fueron observadas en 1967, 1944, 1920, 1902 y 1890. Estas explosiones son del tipo nova, en lugar de explosiones de supernovas, por lo que no destruyen a la enana blanca, y no tienen ningún efecto en la Tierra. El problema es que los astrónomos no saben por qué ha habido un intervalo más largo que de costumbre desde la última erupción registrada hace ya casi 50 años.

Los astrónomos creen que las explosiones nova son el resultado de un aumento en la masa de la estrella enana como resultado de los sifones de gases ricos en hidrógeno que absorbe de su compañera estelar (ver sistema binario). Cuando la masa de una nova alcanza un cierto límite, se dispara. Se desconoce si hay una ganancia neta o pérdida de masa durante el ciclo de sifón o explosión, pero si la masa se acumula, el llamado Límite de Chandrasekhar podría ser alcanzado, y la enana blanca se convertiría entonces en una supernova de tipo 1a. En este caso, la enana blanca colapsaría, detonando una explosión tan masiva que resultaría en su destrucción total. Este tipo de supernova libera 10 millones de veces la energía de una nova.

Recreación artística del sistema binario T Pyxidis.

Recreación artística del sistema binario T Pyxidis.

Las observaciones de la enana blanca durante las erupciones nova sugieren que su masa es cada vez mayor, y las imágenes del telescopio Hubble de los depósitos de material expulsado durante las explosiones anteriores apoyan este punto de vista. Modelos de estimación de la masa de T Pyxidis sugieren que podría alcanzar el límite de Chandrasekhar en unos 10 millones de años. Según los científicos, la supernova se traduciría en radiaciones gamma con una energía equivalente a 1,000 erupciones solares a la vez – lo suficiente para amenazar a la Tierra – que barrerían nuestra atmósfera produciendo óxidos de nitrógeno que destruirían la capa de ozono. Después nuestra propia estrella arrasaría cualquier vida que quedase volviendo estéril la mayor parte de la superficie.

Es un escenario poco probable, las estrellas se mueven unas con respecto a otras, describen órbitas y interaccionan en su grupo local, y quizás cuando esto pase T Pyxidis esté ya lejos de nosotros y no suponga un peligro, pero sin duda nos hace pensar lo poco conscientes que somos de nuestra propia fragilidad y te da un motivo (y no abundan) para alegrarte de que el tiempo geológico (y estelar) supere por mucho la mejor esperanza de vida de una persona.

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