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SMSS J160540.18–144323.1 es (ahora) la estrella más vieja (a julio 2019)

Se ha descubierto una estrella que sería de las primeras generaciones estelares del Universo.

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Ilustración de la formación de las primeras estrellas – crédito: (Wise, Abel, Kaehler (KIPAC/SLAC)

La edad de una estrella puede determinarse por su luminosidad, masa y composición. Pero además de su edad, está la generación a la que pertenece. Así puede ser que una estrella sea joven o evolucionada de una generación reciente o más antigua.

Se supone que en la primera generación de estrellas, éstas eran masivas y ricas en Hidrógeno y Helio. En su evolución fueron generando elementos más pesados como el Hierro. Debido a su gran masa, suelen terminar en un estallido de supernova donde se puede generar más Hierro.
De esta manera, estas estrellas masivas retornan material enriquecido al Espacio de donde pueden nacer nuevas estrellas, cada una con su sistema de cuerpos orbitándola. Si estas estrellas son masivas, este proceso se repite dando lugar a otra generación estelar.
Luego, el análisis de Hierro de una estrella, es un indicador de su generación. Por ejemplo: nuestro Sol es una estrella de varias generaciones, tal vez de la generación 100 luego del Big Bang.

Por agosto del año 2018, se descubrió la estrella catalogada como 2MASS J18082002-5104378 B. Se trata de una estrella de ultra-baja metalicidad (muy pobre en Hierro). Tiene casi 12000 veces menos Hierro que el Sol; esto, es menos Hierro que Mercurio, lo que la coloca en una de las primeras generaciones de estrellas con una edad aproximada de 13500 millones de años.
Recordemos que el Universo tiene unos 13800 millones de años (2MASS J18082002-5104378 B es la estrella más vieja (a agosto del 2018) | pdp | https://paolera.wordpress.com/2018/11/06/2mass-j18082002-5104378-b-es-la-estrella-mas-vieja-a-agosto-2018/).

Pero por julio del 2019, se descubrió a la gigante roja catalogada como SMSS 160540.18-144323.1.
Esta estrella muestra una metalicidad de 1500000 veces menos que la Solar. Ésto, la coloca probablemente en la segunda generación de estrellas luego del Big Bang, habiendo nacido algunos cientos de millones de años luego del comienzo de Universo.

Estas estrellas, son casi tan antiguas como nuestra Galaxia, la que se formó hace unos 13600 millones de años. Si recordamos que la Vía Láctea fue creciendo a medida que asimilaba a otras galaxias menores, entonces, estas estrellas, las dos más viejas hasta ahora conocidas, pudieron provenir de una galaxia que fue asimilada por parte de la Nuestra en su juventud.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Resolviendo el misterio de LB-1, el agujero negro imposible.

Para fines del año 2019 se hablaba del descubrimiento del mayor agujero negro (AN) de masa estelar.

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Ilustración de estrella orbitando un AN publicada en Muy Interesante (ver enlace en imagen)

Se trataba del existente en el sistema binario LB-1 en Géminis a unos 15 mil años luz de Casa, donde una estrella de 8 masas Solares (de tipo B) orbitaba un AN de 70 veces la masa del Sol.
Lo llamativo era que ese AN no irradiaba rayos X producidos por la asimilación de materia vecina, y además, su masa lo convertía en un objeto que violaba los actuales modelos evolutivos.
Un AN de esa masa debe provenir de una estrella hipermasiva, la que al estallar bajo su propia gravedad, debería aniquilarse por completo. Así, no debería quedar ni el núcleo compacto formando el AN, por lo que este objeto no debería existir según los modelos de evolución estelar (El sobre-masivo agujero negroLB-1 | pdp | https://paolera.wordpress.com/2019/12/26/el-sobre-masivo-agujero-negro-lb-1/ ).

La masa del AN fue estimada en base al movimiento de su estrella compañera. Para eso, se hizo un estudio donde se encontró evidencias del movimiento de la estrella y de material alrededor del AN. El movimiento de la estrella fue calculado en base al del material en torno al AN, eso arrojó finalmente la tremenda masa de ese objeto central del sistema binario.

Se volvieron a hacer observaciones del sistema y se encontró que las evidencias de movimiento del material alrededor del AN, no se comportaban como se esperaba; es más, se movía muy poco.
Esto influye en la medida del movimiento de la estrella. Es algo similar a cuando estamos quietos y algo a nuestro lado comienza a moverse dándonos la impresión de que somos nosotros los que nos desplazamos.
Ahora, con los nuevos datos, se recalculó el movimiento de la estrella y resultó que no orbita un AN de 70 masas Solares. Salvado así el problema de la violación de la masa estelar del AN, los estudios de LB-1 continúan para terminar de describir ese sistema.

Referencia:

Fuentes:

pdp.

HD 140283, la estrella Matusalén.

Artículo retocado el 13/abr/2020 a las 21:00 HOA.
Según el Génesis, Matusalén fue el abuelo de Noé y vivió 969 años.
Así, cuando nos referimos a algo muy antiguo, lo comparamos con Matusalén.
Los estudios sugieren que en la traducción de la Biblia confundieron años Solares con Lunares y en realidad Matusalén vivió 72 años, lo que no es poco para aquellas épocas (https://es.wikipedia.org/wiki/Matusal%C3%A9n).

En la constelación de Libra a unos 190 años luz de Casa se encuentra la estrella (de 7ma. Magnitud) HD 140283, familiarmente conocida como “la estrella Matusalén”.

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Ubicación de Matusalén – Stellarium, PDP.

Se la señala de esa manera por tener una edad de unos 14500 millones de años; lo que la convierte en la estrella más vieja del Universo. Pero Éste tiene 13770 millones a 13820 millones de años de edad. Luego, no puede ser que exista una estrella desde antes del Big-Bang, donde precisamente apareció la materia para que nazcan las estrellas.

¿Estaremos como en el caso del abuelo de Noé, donde se calculó mal su edad?
El error involucrado en la edad de la estrella es de 800 millones de años. Eso hace que su edad más cercana sea de 13700 millones de años. Luego, sigue siendo más vieja que el Universo.

La evolución de las estrellas depende de su masa.
A mayor masa, llevan una vida más vertiginosa, rápida y llena de actividad. En particular, suelen terminar explotando. Si bien tienen más materia para consumir, lo hacen con mayor rapidez.
Las de menor masa llevan vidas más largas y tranquilas. Si bien tienen menos masa para consumir, lo hacen más lentamente por lo que viven más.

Así, la edad de una estrella se calcula en base a su masa y luminosidad.
Para esta estrella, estos datos están bien calculados con un error pequeño. A su vez, los modelos de evolución estelar que permiten saber cómo se comportan las estrellas, su edad y cuanto vivirán, son muy confiables.
Luego, la edad de esta estrella parece ser correcta y también lo es la edad del Universo, aunque algunos propusieron que este problema se debía a un error en el cálculo su edad.

Pero recordemos que hay estrellas que engañan con la edad.
Son estrella “rezagadas” en su evolución. Éstas, parecen más jóvenes de lo que son realmente (Estrellas rezagadas rojas | pdp | https://paolera.wordpress.com/tag/estrellas-rezagadas-rojas/). Un ejemplo lo dan las rezagadas azules. Son estrellas que aparecen como jóvenes azuladas y brillantes, pero tienen características de estrellas evolucionadas.
En sus vidas como estrellas evolucionadas recibieron materia que las reactivó (HIP 10725, una rezabada azul de campo | pdp | https://paolera.wordpress.com/2015/12/02/hip-10725-una-azul-rezagada-de-campo/).

En este caso, ¿puede parecer una estrella más vieja de lo que es?
Parece que sí.
Si la estrella era ultramasiva, su evolución era muy rápida. Si además perdió masa, como suele pasar con estrellas masivas, ésta se mostrará como una estrella de menor masa y luminosidad con una edad aparente muy avanzada. En otras palabras, si conservara esa tremenda masa, su evolución nos mostraría que está en la edad que corresponde.

En su interior, hay un relación de oxígeno a hierro, más alta de lo que corresponde. En los albores del Universo, el oxígeno no era abundante. Este elemento aparece en estrellas masivas (https://es.wikipedia.org/wiki/Nucleos%C3%ADntesis_estelar). Luego, esta estrella tuvo más masa, o se formó de material enriquecido y retornado al espacio por estrellas de generación anterior. En este último caso, Matusalén sería más joven y habría tenido masa para evolucionar más rápido.
Además, se considera que durante su vida, podría haberse depositado Helio en el núcleo desplazando Hidrógeno. Esto habría reducido su combustión dando la apariencia de mayor edad.
En pocas palabras, Matusalén se muestra más vieja de lo que es. Ahora hay que ver el proceso evolutivo que causó esta aparente vejez para dar con su verdadera edad.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Las gigantes rojas pueden indigestarse de planetas.

Las estrellas gigantes rojas, pueden ver disminuido su brillo si están devorando planetas.
La luz de una estrella, depende de cuan fácil le resulta salir de ella a los fotones (partículas que componen la luz). Éstos se generan en el interior y en su viaje hacia las partes externas, van entrando y saliendo de los átomos que hay en la estrella. Así describen caminos aleatorios hasta llegar a salir luego de un tiempo; mientras, pasean por el interior de la estrella. Obviamente que esto es más notable en estrellas más densas.

Las gigantes rojas, tienen una densidad tan baja (por su gran tamaño) que los fotones no encuentran mayores obstáculos en sus caminos hacia afuera. Eso, además del hecho del gran radio de la estrella (que hace que tenga mucha superficie para que salgan los fotones) hace que estas estrellas sean muy luminosas.
Este tipo de estrellas, es una de las últimas etapas de la evolución estelar. Luego puede colapsar hacia una enana blanca después de dejar una nebulosa planetaria (caso de una estrella de tipo Solar) o puede estallar en su colapso (caso de una estrella 2,5 veces más masiva que el Sol).
Pero antes de ese final, crece en su evolución como gigante roja, y de tener planetas a su alrededor, absorberá indefectiblemente a los más cercanos.

planet burning up near star illustration

Ilustración crédito de G. BACON, ESA, NASA

Esto afectaría su brillo.
Uno puede sospechar que la materia que absorbe le sirve para brillar más, pero no es así. Lo que asimila no es tanto como para que brille más. La masa de un planeta es despreciable como alimento de una estrella.

El movimiento del planeta engullido puede “indigestarla”
Cuando el planeta es asimilado genera perturbaciones en el medio dentro de la estrella. Incluso, el núcleo de planeta asimilado, puede continuar orbitando el centro de la estrella en su interior. Todo esto genera perturbaciones que se propagan por la estrella dando lugar a regiones de mayor densidad, y por lo tanto, de mayor dificultad para salir por parte de los fotones.
Donde aumenta la densidad de materia, aumenta la probabilidad de que un fotón se encuentre con un átomo que lo desvíe.
Así, una estrella gigante roja, podría ver disminuido su brillo en un 5%.
Si bien esto no parece mucho, tiene una gran repercusión si se usa el brillo de esa estrella para estimar su distancia.

Referencia:

Fuente:

  • Giants eating giants: Mass loss and giant planets modifying the luminosity of the Tip of the Giant Branch | Raul Jimenez et al. | https://arxiv.org/abs/2003.11499

pdp.

Los agujeros negros no se están evaporando (por ahora).

Artículo retocado el 4/abr/2020 a las 19:10 HOA.
Los agujeros negros no se estarían evaporando por radiación Hawking.
Se trata de regiones del espacio de altísima gravedad, de donde nada puede escapar. En su interior se encuentra un objeto masivo y compacto (estrella de Plank) que es el que genera esa gravedad enorme. La masa mínima necesaria para generar un objeto de este tipo por su propio colapso es 2,5 veces la masa del Sol.

Ilustración de agujero negro crédito: NASA; DANA BERRY, SKYWORKS DIGITAL, INC.

En todo el Universo hay energía almacenada por algún tipo de campo, en particular por los de tipo cuántico. Éstos, son la versión cuántica de los campos clásicos (electromagnéticos, gravitacionales) y son los que rigen en el Universo de las partículas.
Se sabe que la masa es una forma de energía. Luego, de la energía de esos campos, pueden aparecer un par de partículas de igual masa pero de carga opuesta. Éstas pueden volver a fusionarse dando lugar a otras partículas o bien pueden alejarse una de otra.
Si esto sucede en el interior del agujero negro y cerca de su límite (de donde aún es posible escapar), una de esas partículas podría abandonarlo. De esta manera, el agujero negro pierde energía o masa, lo que provoca su paulatina evaporación. A este proceso se lo conoce como Radiación Hawking.

Pero los agujeros negros parecen no estar evaporándose.

Por supuesto que los agujeros negros se alimentan de la materia que los rodea y cae en ellos desde el disco de acreción que los circunda. Un ejemplo de ésto, lo dan los supermasivos en el centro de las galaxias. Pero aún en total aislamiento, los que puedan estar vagando por el espacio, los de baja masa formados por el colapso de estrellas masivas, pueden tener alimento que compense su evaporación.

Cuando un cuerpo caliente le entrega energía a otro más frío, busca llegar al equilibrio térmico con ese cuerpo. Así es como ambos llegan a una temperatura (o nivel térmico) intermedio.
Las estrellas irradian energía buscando ese equilibrio con el resto de los objetos del Universo. Cuando todas se hallan apagado, el Universo será un lugar frío y sin diferencias energéticas que generen procesos físicos o químicos. Será el fin del Universo tal como lo conocemos.
En esa radiación estelar, incluso en la radiación de fondo en micro-ondas originada en el Big Bang, hay una lluvia de partículas llamadas fotones. Éstos, transportan energía y tienen una cierta masa asociada. Los fotones estelares y de la radiación de fondo llegan hasta los agujeros negros (así como a Nosotros) y son absorbidos por ellos.

Un fotón de la radiación de fondo le entrega al agujero negro más pequeño (el de 2,5 masas Solares) millones de veces la energía que puede perder por Radiación Hawking en un segundo. Luego, entre todos los fotones que recibe, tanto de origen estelar como de la radiación de fondo, ese agujero negro recupera ampliamente la pérdida de energía en su evaporación.

Haciendo las cuentas:
Un agujero negro de 2,5 masas Solares, pierde 10-29 Joules de energía por segundo (10-29 = 0,00000000000000000000000000001) y absorbe aproximadamente un total de 800 Joules (casi 1000) por segundo. O sea que absorbe 80.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 veces lo que pierde.

Luego, los agujeros negros están lejos de terminar evaporados.
Cuando el Universo se enfríe y las estrellas dejen de brillar, entonces sí, comenzarán a desmenuzarse por este proceso de radiación, pero para eso falta mucho. Recién cuando el Universo tenga 1020 años (ahora tiene casi 15000 millones de años), la radiación estelar y de fondo serán menores a la pérdida por evaporación de los agujeros negros.

Además, esto viene a resolver una situación casi paradójica planteada por algunos investigadores.
Según ellos, la Radiación Hawking no se da en la madurez de los agujeros negros sino desde sus orígenes. Así, la radiación atenta contra el colapso impidiendo que estos objetos lleguen a formarse como agujeros negros (Back-reaction of the Hawking radiation flux in Unruh’s vacuum on a gravitationally collapsing star II | Laura Mersini-Houghton | https://arxiv.org/pdf/1409.1837.pdf ) . Ahora, la radiación estelar y de fondo compensan la evaporación y aparecerían estos objetos sin mayores obstáculos.

Referencia y fuente:

pdp.

El origen del Sistema Solar y una colisión de estrellas de neutrones.

Artículo corregido el 28mar2020 a las 18:30 HOA.
El título original de este artículo fue corregido al actual por ser más acorde con la información.

El Sol es una estrella de segunda generación.
Las primeras estrellas masivas ricas en Hidrógeno y Helio, procesaron otros elementos en su interior. Éstos fueron retornados al espacio como material enriquecido luego de que estallaron como supernovas. De nubes de ese origen, ricas en gas y polvo, se habrían formado estrellas de segunda generación, entre ellas, nuestro Sol y planetas.

Los isótopos de un elemento, son átomos de ese elemento con más neutrones en sus núcleos. Los meteoritos nos traen muestras de los orígenes de nuestro Sistema. Los isótopos presentes en ellos, son más compatibles con los que se originan en el choque de dos estrellas de neutrones que con los que se producen en una supernova.
Las estrellas de neutrones, son los núcleos de estrellas masivas que han explotado. Son tan compactas que la materia que las compone en su mayor parte, está formada por neutrones nacidos de la unión de electrones y protones. En el choque de estrellas este tipo de objetos, suelen aparecer elementos pesados como oro, platino y plutonio entre otros.

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Ilustración crédito:  Szabolcs Márka / Imre Bartos

Luego del choque, aparece un agujero negro rodeado de un disco de acreción. Procesos dinámicos en ese disco eyectan materia hacia la nube pre-solar inyectándole elementos pesados. Luego nace nuestro Sistema.

Por las características de los isótopos estudiados en meteoritos, la colisión se habría dado unos 100 millones de años antes de la formación del Sol.
En ese entonces se dio una nube de materia rica en elementos pesados en la que lentamente, y con el tiempo, comenzó a darse coagulaciones dando origen a protoestrellas. De esa manera nació el Sol y sus hermanas hace unos 4500 millones de años. En su evolución, el Sol abandonó el “grupo familiar” al igual que sus hermanas, llevándose consigo materia que terminó formando el Sistema que hoy conocemos.
En ese viaje, se perdió parte de la materia que rodeaba al joven Sol. En base a la cantidad que Hoy hay en el Sistema, se estima que todo comenzó a unos 1000 años luz de la actual posición del Sol.

Referencia:

Fuente:

pdp.

HD 74423 es el primer pulsador de un sólo lado detectado.

Las estrellas presentan pulsaciones, unas en mayor escalas que otras.
Las pulsaciones se deben a procesos en el interior de la estrella. Allí se generan ondas que son capaces de rebotar periódicamente. Eso provoca pulsaciones, oscilaciones radiales que aumentan y disminuyen ritmicamente el tamaño estelar.
Estas variaciones van acompañadas de aumento de brillo, ya que el brillo de una estrella depende de su radio. A mayor radio corresponde mayor brillo ya que hay más superficie para permitir la salida de la luz. Algunas estrellas muestran pulsaciones tan notables que se las conoce como variables pulsantes.

La estrella HD 74423 (de tipo A de secuencia principal) muestra pulsaciones coherentes con el período orbital de su compañera (una enana roja).
Esto se explica como debido a pulsaciones con mayor amplitud en la dirección de su compañera; o sea, más amplias en un hemisferio. Ésta está muy cerca de HD 74423, de hecho la órbita en poco más que un día y medio (1,6 días). Esta proximidad hace que la estrella principal se deforme estirándose hacia la enana. Esto ayuda a las pulsaciones a propagarse mejor en ese sentido.

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Animación de HD 74423 crédito de Gabriel Pérez Díaz/IAC

Veamos.
Cuando la deformación está hacia Nosotros o hacia el otro lado, observamos menos brillo (porque observamos menos superficie radiante, como mirar un huevo de punta) que cuando está hacia uno de los lados (como mirar un huevo de costado).
Si a eso le agregamos pulsaciones amplificadas en la dirección de la enana, obtendremos una modulación en la variación de la luz.

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Gráfico de variación de luz por rotación elipsoidal (estrella deformada en dirección de su compañera) junto con pulsos de mayor frecuencia. Crédito: G. Handler et al.

Si bien este tipo de pulsaciones afectadas por mareas gravitatorias estaba predicho, esta es la primera vez que se las detecta en un sistema estelar.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Explicando la disminución de brillo de Betelgeuse (cerrando el tema).

La estrella Betelgeuse está recuperando su brillo luego de sorprender con una brusca disminución (Betelgeue está recuperando su brillo | pdp | https://paolera.wordpress.com/2020/02/25/beletgeuse-esta-recuperando-su-brillo/).

Como supergigante roja, es una variable pulsante.
La estrella presenta variaciones periódicas en su tamaño, lo que es acompañado por variaciones de brillo. A mayor tamaño, mayor brillo; y a menor radio, menor brillo. En este caso, Betelgeuse tiene un período de entre 420 a 430 días, el que cumple puntualmente.
Pero esta variación no fue suficiente como para producir semejante disminución de brillo.

Otra causa de las variaciones de luminosidad es la convección de gases que muestran estas estrellas.
Los gases calientes del interior afloran entregando energía al espacio. Luego se enfrían y obscurecen y son reemplazados por otra corriente de gases en ascenso. Si por algún motivo quedan retenidos en la superficie, el brillo de la estrella se verá disminuido por esos gases enfriados y obscurecidos. Pero esto no agrega mucha variación al brillo de la estrella como para que haya sido apreciado a simple vista.

Otra causa es la expulsión de materia que suelen hacer estas supergigantes, y Betelgeuse no es la excepción (Rarezas observadas en Betelgeuse | pdp | https://paolera.wordpress.com/2013/04/25/rarezas-observadas-en-betelgeuse/).
Esta materia puede opacar el brillo de la estrella si es expulsada en la dirección del observador, y lo pude hacer de forma muy apreciable.
En las partes exteriores de la estrella se forman granos de polvo. Cuando éste es expulsado absorbe luz azul de la estrella, lo que no afectaría a la luz rojiza de Betelgeuse. Pero si los granos son más grandes, se convierten en lo llamado polvo gris que absorbe todo tipo de luz.
Esto pudo contribuir con las pulsaciones para que la estrella disminuya tanto su brillo.
El polvo no fue expulsado globalmente ni simétricamente, sino que sólo ocultó una gran parte de la estrella en nuestra dirección.

Betelgeuse before and after dimming

En la imagen de la derecha se aprecia la disminución de brillo en sólo una parte de la estrella – crédito:  ESO/M. Montargès et al.

Esa eyección fue la que provocó la disminución de brillo aparente. Cuando la estrella comenzó a recuperarse puntualmente de la contracción, su radiación comenzó a colaborar con la dispersión del polvo.
De esta manera Betelgeuse disminuyó su brillo con la ayuda del polvo gris y lo recuperó puntualmente al cumplirse un período de pulsación.

Referencia:

Fuente:

  • Betelgeuse Just Isn’t That Cool: Effective Temperature Alone Cannot Explain the Recent Dimming of Betelgeuse | Emily M. Levesque & Philip Massey. | https://arxiv.org/pdf/2002.10463.pdf

pdp.

Beletgeuse está recuperando su brillo.

Para fines del año 2019, la estrella Betelgeuse sorprendió con una disminución de brillo que llegó al 35% del habitual.
Eso dio lugar a conjeturas sobre su próximo final como supernova, típico de las supergigantes como Ella. Si bien era apresurado suponer ese final, muchos contaban con la sorpresa de que la estrella estallara (Betelgeuse no estallará por ahora | pdp | https://paolera.wordpress.com/2019/12/29/betelgeuse-no-estallara-por-ahora/).

Como toda supergigante, muestra procesos que hacen que sea una variable semiperiódica, en este caso con un período de entre 420 y 430 días. Eso se debe a que en ella hay pulsaciones, inestabilidades y convecciones de gases calientes. En las convecciones, los gases afloran a la superficie entregando energía. Luego se enfrían, se obscurecen y vuelven al interior para ser reemplazados por otros. A eso se la suman otros procesos aleatorios que dan como resultado una variabilidad semiperiódica en su brillo.

Video: Computer simulation of convection in Betelgeuse (simulación de los procesos convectivos en Betelgeuse)

TheBadAstronomer

Para el 22 febrero del 2020, se detectó un incremento en su luminosidad. Es muy leve para ser notado a simple vista, pero no lo es para los instrumentos utilizados por los mismos astrónomos que antes detectaron su disminución de brillo.
La vez anterior que mostró una caída en su brillo, no fue tan pronunciada como esta última, debido a los factores aleatorios mencionados; pero de aquella a ésta, pasaron 424 días (más o menos 4 días).
Eso demuestra que no sólo se recupera, sino que lo hace en tiempo y forma.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Los comportamientos alternados de Terzan 5 CX1.

Las binarias de baja masa en rayos X suelen terminar en púlsares.
En estas binarias, una estrella toma masa de la otra. Esa materia se arremolina mientras cae en la estrella receptora. A medida que lo hace, autofricciona cada vez más y eso produce recalentamiento y radiación de energía, en particular, en rayos X.
En esta fase, la receptora está acumulando masa.

Con el tiempo, la receptora recibió mucha masa, varias veces la del Sol, y colapsa en una estrella de neutrones. Comienza a girar varias veces por segundo pudiendo arrojar materia y produciendo un campo magnético que no está alineado con el eje de rotación. De esta manera, a medida que rota, el campo afecta el material que aún la rodea y se produce una radiación direccional similar a la de un faro. Se convirtió en un púlsar.
En esta fase, la receptora expulsa materia.

El proceso de formación de un púlsar desde una binaria en rayos X, puede llevar miles de millones de años. Mientras, la estrella puede pasar alternadamente entre esos estados; de binaria en rayos X a púlsar y vuelta a principio.
Esto está sucediendo con la binaria Terzan 5 CX1 (T5 CX1).

Terzan 5 es un cúmulo globular en la Vía Láctea a unos 19 mil años luz de Casa. Allí se detectó emisión en rayos X de varias fuentes, entre ellas, de la binaria T5 CX1.

t5cx1

Imagen en rayos X de Terzan 5.  Se indica la posición de la fuente CX1 entre otras. – Crédito: NASA/CXC/Univ. of Amsterdam/N.Degenaar, et al.

Los datos observacionales de esta fuente de rayos X, almacenados durante años, indican que pasa de un estado al otro de manera alternada. Esto sugiere que está transitando su evolución hacia un púlsar.

Video: A Quick Look at a Cosmic Jekyll and Hyde

Chandra X-ray Observatory

Según sucede con T5 CX1, el paso de binaria en rayos X a púlsar no es instantáneo ni brusco, sino que se produce de a poco, por arranques transitorios.

Referencia:

Fuente:

pdp.