En pocas palabras
Una enana blanca es lo que queda de muchas estrellas cuando agotan su combustible. Durante mucho tiempo se pensó que estas estrellas no podían superar cierta masa, pero una nueva simulación indica que el magnetismo podría ayudar a algunas a acumular mucha más materia. Esto quizá explique por qué ciertas explosiones estelares son más brillantes de lo esperado.
Un límite famoso, pero con condiciones
Imagina un objeto que no es más grande que la Tierra, pero que contiene tanta materia como el Sol, o incluso más. Así es una enana blanca: la etapa final de muchas estrellas, a la que llegan después de consumir su combustible nuclear y expulsar sus capas externas. Aunque estas reliquias estelares son pequeñas en comparación con otros objetos cósmicos, su interior está extremadamente comprimido. Allí actúan fuerzas enormes que determinan si la estrella logra mantenerse estable o sigue contrayéndose.
Durante mucho tiempo, el límite de Chandrasekhar —de aproximadamente 1.4 veces la masa del Sol— ha sido una referencia clave para entender el destino de las enanas blancas que no giran rápidamente y carecen de campos magnéticos intensos. Sin embargo, modelos computacionales recientes plantean una posibilidad llamativa: ese límite quizá no sea una cifra universal para todas las enanas blancas si el campo magnético de su interior es lo bastante intenso como para influir en su equilibrio.
El límite de Chandrasekhar no significa que toda enana blanca con una masa de 1.4 veces la del Sol vaya a explotar de inmediato, ni que se aplique exactamente del mismo modo en cualquier situación. Es un valor teórico fundamental que describe la masa máxima que una enana blanca común podría soportar antes de volverse inestable, bajo ciertos supuestos. Entre ellos están la ausencia de un campo magnético muy intenso y de los efectos de una rotación rápida. Por eso, la cifra ha sido una referencia importante para la astrofísica, no una regla sencilla que pueda separarse de las condiciones de cada estrella.
Este límite importa porque muchas enanas blancas están compuestas principalmente de carbono y oxígeno. Si el núcleo de una de ellas alcanza presiones y densidades extremas, el carbono puede empezar a arder mediante una reacción nuclear que se acelera rápidamente. En determinadas condiciones, esto puede desencadenar una supernova de tipo Ia: una explosión muy brillante que libera una enorme cantidad de energía en poco tiempo.
La posibilidad de que existan enanas blancas por encima del límite tradicional no surgió por primera vez en este estudio. Durante décadas, los físicos teóricos han analizado objetos hipotéticos que a veces llaman enanas blancas supermasivas, por encima del límite de Chandrasekhar. Además, los astrónomos han observado supernovas de tipo Ia más luminosas de lo que predicen los modelos habituales. Esto llevó a considerar que algunas de las estrellas progenitoras quizá alcanzaron una masa de hasta 2.8 veces la del Sol antes de explotar. La pregunta difícil seguía siendo cómo podría una estrella común llegar a ese estado de manera natural.
De una estrella común a una reliquia magnética
El nuevo estudio aborda esa cuestión desde la evolución de la estrella, en lugar de calcular el límite máximo sin tener en cuenta su historia. Un equipo del Departamento de Física del Indian Institute of Science, conocido como IISc, y sus colaboradores siguieron la trayectoria de una estrella desde la etapa en que produce energía al convertir hidrógeno en helio hasta que termina como enana blanca y empieza a recibir materia de una estrella compañera.
El trabajo fue dirigido por Zinia Zureiq, estudiante de doctorado del Departamento de Física. Banibrata Mukhopadhyay, profesor del mismo departamento, estuvo a cargo de la investigación. Los resultados se publicaron en la revista Astrophysical Journal Letters. Según Mukhopadhyay, la idea se remonta a 2011, cuando alguien planteó una pregunta sencilla a un estudiante que hacía una pasantía de verano: ¿puede el campo magnético ayudar a una enana blanca a superar el límite conocido? Con el tiempo, aquella pregunta se convirtió en un proyecto que buscaba comprobar si eso podía ocurrir dentro de una historia completa de evolución estelar.
Para hacerlo, el equipo modificó un programa de evolución estelar llamado STARS, desarrollado originalmente en la University of Cambridge. No bastaba con añadir el efecto del magnetismo a una sola etapa de la vida de la estrella. Los investigadores ampliaron el programa para incluir los campos magnéticos y el enfriamiento de las enanas blancas, y después lo utilizaron para simular los cambios de la estrella a lo largo de distintas etapas. Así pudieron estudiar cómo se forma la reliquia estelar, en lugar de fijarse únicamente en su masa final.
Una vez formada la enana blanca, los investigadores incorporaron al modelo un sistema binario, formado por esta y una estrella compañera. En sistemas de este tipo, la gravedad de la enana blanca puede atraer poco a poco el gas de su vecina. Este proceso se conoce como acreción. La materia que se incorpora aumenta la masa de la enana blanca con el tiempo, pero la cantidad que puede soportar depende de las fuerzas internas que la sostienen frente a su propia gravedad.
¿Cómo cambia el campo magnético el equilibrio de fuerzas?
El mecanismo propuesto comienza con un campo magnético que al principio podría ser relativamente débil. A medida que la enana blanca acumula materia, gana masa y se vuelve más densa. Al mismo tiempo, la gravedad comprime su estructura y hace que se contraiga. Según las simulaciones, esa compresión puede intensificar el campo magnético interno y convertir un efecto inicialmente limitado en un factor más importante para el equilibrio de la estrella.
En el escenario que plantea el modelo, el campo magnético aporta un apoyo adicional frente a la gravedad. Es decir, la estrella no depende solo de los mecanismos habituales para sostenerse: el magnetismo también influye en la cantidad de materia que puede retener sin colapsar. Por eso, la masa máxima podría depender del comportamiento del campo magnético dentro de la enana blanca, en lugar de ser una cifra única e invariable para todos estos objetos.
El posible efecto no se limita a cambiar la masa máxima. La relación habitual entre la masa de una enana blanca y su tamaño también podría modificarse si el magnetismo ayuda a resistir la compresión. Esto abre una posible vía para explicar algunas enanas blancas cuyos radios parecen inesperadamente grandes en relación con sus masas, que son relativamente pequeñas. El estudio no ofrece una explicación definitiva para todos esos objetos, pero señala que la presión magnética podría ser un factor que conviene incluir en los modelos.
Una simulación alcanza 2.4 masas solares
Uno de los experimentos del equipo muestra cuánto puede cambiar el resultado al incorporar el magnetismo. El modelo comenzó con una enana blanca de carbono y oxígeno cuya masa era 1.02 veces la del Sol. Según la historia estelar planteada en la simulación, esta enana blanca se formó a partir de una estrella que, durante su etapa principal, tenía una masa equivalente a unas 8 veces la del Sol.
Después, los investigadores simularon la transferencia de materia desde la estrella compañera hacia la enana blanca a una tasa de 10⁻⁹ masas solares por año; es decir, una milmillonésima parte de la masa del Sol cada año. Al incluir los efectos magnéticos, la enana blanca alcanzó aproximadamente 2.4 veces la masa del Sol en ese escenario. En cambio, el modelo de comparación, que no tuvo en cuenta esos efectos, se detuvo cerca de 1.4 veces la masa solar, el valor tradicional del límite de Chandrasekhar.
La diferencia entre ambos resultados no significa que todas las enanas blancas vayan a alcanzar 2.4 masas solares, ni que el campo magnético eleve automáticamente el límite a una nueva cifra fija. El resultado corresponde a una simulación con condiciones específicas, entre ellas la masa inicial del objeto, la tasa a la que acumula materia y la manera en que se representa el campo. Aun así, ofrece una ruta computacional que podría explicar cómo algunas enanas blancas llegan a superar la masa habitual, en lugar de limitarse a afirmar que estos objetos son posibles en teoría.
Este punto es especialmente importante porque demostrar en una ecuación o en un modelo simplificado que un objeto supermasivo podría existir no resuelve el problema de cómo se forma. Hace falta una historia estelar plausible que conduzca a él: una estrella progenitora, su transformación en enana blanca y, después, condiciones que le permitan atraer materia y desarrollar un campo magnético capaz de influir en su estructura. La simulación intentó seguir esta secuencia de etapas, por lo que propone una explicación basada en la evolución de la estrella y no solo un cálculo aislado de la masa máxima.
¿Qué relación tiene esto con las supernovas?
Si algunas enanas blancas pueden sostener masas superiores a 1.4 veces la del Sol, esto podría cambiar la forma de entender las explosiones de tipo Ia. Estas supernovas se usan para medir distancias cósmicas: los investigadores calibran su brillo máximo y comparan el brillo que esperan con el que observan desde la Tierra. A partir de esa diferencia calculan a qué distancia ocurrió la explosión y emplean las mediciones para estudiar la expansión y la historia del universo.
Este método se basa en que las supernovas de este tipo se comportan con suficiente regularidad como para servir de referencias de brillo que pueden calibrarse. Sin embargo, si algunas enanas blancas que explotan son mucho más pesadas de lo previsto, o tienen propiedades magnéticas diferentes, la energía liberada y el brillo resultante podrían apartarse de lo habitual. Esto quizá ayude a explicar por qué ciertas explosiones de tipo Ia son más luminosas de lo esperado, incluidos los casos que llevaron a proponer masas de hasta aproximadamente 2.8 veces la del Sol.
De todos modos, la simulación por sí sola no demuestra que las supernovas excepcionalmente brillantes se originen en enanas blancas magnetizadas con masas de este tipo. Lo que ofrece es una posible solución a una de las dificultades de interpretación: cómo podría una estrella superar el límite conocido antes de explotar. Para conectar los modelos con las observaciones, será necesario estudiar las propiedades de las explosiones y de las estrellas que dejan atrás, y comparar las predicciones de distintos escenarios con lo que observan los astrónomos.
Las consecuencias podrían ir más allá de explicar una categoría excepcional de explosiones. Si el magnetismo cambia la masa y el tamaño de la enana blanca antes de que explote, también podría influir en la manera de interpretar el brillo de las supernovas que se usan para medir distancias. Esto no significa que las herramientas para medir el universo dejen de ser válidas. Comprender mejor la diversidad de los objetos que producen estas explosiones podría ayudar a perfeccionar su calibración y a distinguir entre distintos tipos de casos.
Los límites del resultado y lo que no demuestra
Es importante distinguir entre un resultado de un modelo y una observación directa. Los investigadores no observaron una estrella mientras crecía hasta alcanzar 2.4 masas solares, y el estudio tampoco aporta pruebas observacionales de que todas las enanas blancas con campos magnéticos intensos superen el límite de Chandrasekhar. Lo que ofrece es una simulación computacional que propone que ese camino podría ser posible bajo ciertas condiciones y muestra cómo el fortalecimiento del campo durante la compresión podría permitir sostener más masa.
La solidez de la conclusión depende de que el programa represente con precisión la física y de que sean correctas las hipótesis sobre la evolución estelar, la acreción, el enfriamiento y el campo magnético. También hace falta determinar si las condiciones necesarias son comunes en la naturaleza y si las estrellas binarias pueden suministrar materia a la tasa adecuada durante suficiente tiempo. Las cifras de la simulación no responden de manera general a todas estas preguntas, pero ofrecen un punto de partida que se puede poner a prueba y desarrollar.
El valor del trabajo está, por tanto, en combinar dos preguntas que podrían haberse estudiado por separado: ¿puede el magnetismo cambiar el límite de masa?, y ¿puede una estrella atravesar realmente las etapas que la llevan a convertirse en una enana blanca que supere ese límite? El equipo intentó responder la segunda siguiendo la evolución desde la etapa principal de la estrella hasta su transformación en una reliquia estelar, y modelando después la materia que recibe de una compañera.
Conclusión
La investigación sitúa el campo magnético en el centro de un debate antiguo sobre la masa máxima de las enanas blancas. En una simulación de investigadores del Departamento de Física del Indian Institute of Science y sus colaboradores, una enana blanca que comenzó con 1.02 masas solares llegó a aproximadamente 2.4 masas solares. En un modelo sin efectos magnéticos, en cambio, alcanzó cerca de 1.4. El escenario partía de una estrella progenitora de 8 masas solares y suponía que la enana blanca recibía materia a una tasa de 10⁻⁹ masas solares por año.
Este resultado no elimina el límite de Chandrasekhar ni establece una nueva masa máxima que se aplique a todas las estrellas. Sí muestra que factores como la intensidad del campo magnético y la historia de acumulación de materia podrían hacer que algunas enanas blancas se aparten del comportamiento habitual. Si futuras observaciones respaldan este mecanismo, podría ayudar a explicar enanas blancas más masivas de lo esperado y algunas supernovas de tipo Ia especialmente brillantes. También podría mejorar la comprensión de las herramientas con las que los científicos miden las distancias y estudian la evolución del universo.