Hubble descubre un raro remanente de fusión de enanas blancas

Fuente ESA/Hubble

Una enana blanca es el estado final de una estrella que no es lo suficientemente masiva como para explotar como una supernova de colapso de núcleo. La transición a enana blanca comienza cuando una estrella agota el hidrógeno de su núcleo. Los cambios en el núcleo y sus alrededores hacen que esta expulse sus capas externas en un masivo suspiro estelar, revelando su denso núcleo, del tamaño de la Tierra, que evoluciona hasta convertirse en una enana blanca. Los núcleos de las enanas blancas están compuestos principalmente de carbono y oxígeno u oxígeno y neón, dependiendo de la masa de la estrella progenitora. El Sol se convertirá en una enana blanca en unos 5 mil millones de años.

Teóricamente, las enanas blancas pueden tener masas de hasta aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol, pero las enanas blancas con una masa superior a la del Sol son poco frecuentes. Estos objetos, que los astrónomos denominan enanas blancas ultramasivas, pueden formarse mediante la evolución de una sola estrella masiva o mediante la fusión de una enana blanca con otra estrella.

Recientemente, astrónomos utilizaron el Espectrógrafo de Orígenes Cósmicos del Hubble para investigar una de estas enanas blancas ultramasivas, WD 0525+526. WD 0525+526 se encuentra a tan solo 128 años luz de distancia y es un 20 % más masiva que el Sol.

En luz visible, el espectro de la atmósfera de WD 0525+526 se asemejaba al de una enana blanca típica. Sin embargo, el espectro ultravioleta del Hubble reveló algo inusual: evidencia de carbono en su atmósfera.

Las enanas blancas que se forman a través de la evolución de una sola estrella tienen atmósferas compuestas de hidrógeno y helio. Estas densas atmósferas cubren la superficie de carbono-oxígeno u oxígeno-neón de la enana blanca, lo que generalmente impide que estos elementos aparezcan en su espectro.

Cuando el carbono aparece en el espectro de una enana blanca, puede indicar un origen más violento que el típico escenario de una sola estrella: la colisión de dos enanas blancas, o de una enana blanca y una estrella subgigante. Dicha colisión puede quemar las atmósferas de hidrógeno y helio de las estrellas en colisión, dejando una escasa capa de hidrógeno y helio alrededor del remanente de fusión que permite que el carbono del núcleo de la enana blanca flote hacia arriba, donde puede detectarse.

«Es un descubrimiento que subraya que las cosas pueden ser diferentes de lo que nos parecen a primera vista», afirmó el investigador principal del programa Hubble, Boris Gaensicke, de la Universidad de Warwick (Reino Unido). «Hasta ahora, parecía una enana blanca normal, pero la luz ultravioleta del Hubble reveló que tuvo una historia muy distinta a la que habríamos supuesto. Es como hacerle una pregunta diferente a alguien que crees conocer bien».

Este descubrimiento marca la primera vez que una enana blanca nacida de la colisión estelar se identifica por su espectro ultravioleta. Antes de este estudio, se habían descubierto seis productos de fusión de enanas blancas mediante líneas de carbono en sus espectros de luz visible. Las siete forman parte de un grupo más amplio que, según un estudio realizado con la misión Gaia de la ESA en 2019, resultó ser más azul de lo esperado para sus masas y edades. La evidencia de las fusiones proporciona nuevos conocimientos sobre su historia de formación.

WD 0525+526 es notable incluso dentro del pequeño grupo de enanas blancas que se sabe que son producto de la fusión estelar. Con una temperatura de casi 21 000 kelvin y una masa de 1,2 masas solares, WD 0525+526 es más caliente y masiva que las demás enanas blancas de este grupo.

La temperatura extrema de WD 0525+526 planteó un cierto misterio para el equipo. En el caso de las enanas blancas más frías, como los seis productos de fusión descubiertos previamente, un proceso llamado convección puede mezclar carbono con la delgada atmósfera de hidrógeno y helio. Sin embargo, WD 0525+526 es demasiado caliente para que se produzca la convección. En cambio, el equipo determinó que un proceso más sutil, llamado semiconvección, transporta una pequeña cantidad de carbono a la atmósfera de WD 0525+526. WD 0525+526 tiene la menor cantidad de carbono atmosférico de todas las enanas blancas conocidas resultantes de una fusión, unas 100 000 veces menor que otros remanentes de fusión.

La alta temperatura y la baja abundancia de carbono implican que identificar a esta enana blanca como producto de una fusión habría sido imposible sin la sensibilidad del Hubble a la luz ultravioleta; las líneas espectrales de elementos más pesados ​​que el helio, como el carbono, se vuelven más tenues en longitudes de onda visibles para las enanas blancas más calientes, pero estas señales espectrales permanecen brillantes en el ultravioleta, donde el Hubble se encuentra en una posición privilegiada para detectarlas. “El Espectrógrafo de Orígenes Cósmicos del Hubble es el único instrumento capaz de obtener la espectroscopía ultravioleta de excelente calidad necesaria para detectar el carbono en la atmósfera de esta enana blanca”, afirmó Snehalata Sahu, líder del estudio, de la Universidad de Warwick.

Dado que el inusual origen de WD 0525+526 se reveló solo cuando los astrónomos vislumbraron su espectro ultravioleta, es probable que otras enanas blancas aparentemente «normales» sean en realidad el resultado de colisiones cósmicas, una posibilidad que el equipo está entusiasmado por explorar en el futuro.

“Nos gustaría ampliar nuestra investigación sobre este tema explorando la frecuencia de las enanas blancas de carbono y cuántas fusiones estelares se esconden entre la familia de enanas blancas normales”, declaró Antoine Bedrad, codirector del estudio, de la Universidad de Warwick. “Esto supondrá una importante contribución a nuestra comprensión de los sistemas binarios de enanas blancas y las vías que conducen a las explosiones de supernovas”.

Referencia

• Sahu, S., Bédard, A., Gänsicke, B.T. et al. A hot white dwarf merger remnant revealed by an ultraviolet detection of carbon. Nat Astron (2025). https://doi.org/10.1038/s41550-025-02590-y