¡Las enanas blancas también chocan!

• Título del artículo técnico: Electromagnetic emission of WD-WD mergers
• Autores: 
  J. A. Rueda, R. Ruffini, Y. Wang, C. L. Bianco, J. M. Blanco-Iglesias, M. Karlica,P. Lorén-Aguilar, R. Moradi y N. Sahakyan
• Institución del primer autor: Sapienza Università di Roma, ICRANet (Pescara, Italy) y ICRANet-Rio (Rio de Janeiro)
• Estado: Enviado a Astronomya & Astrophysics en Julio de 2018

El descubrimiento de la contraparte óptica de la onda gravitacional GW170817 (GW por gravitational wave y los números por la fecha 17 de agosto de 2017) ha causado sensación en toda la comunidad científica. Hasta el día de hoy, numerosos grupos han aprovechado la detallada observación de este evento para probar modelos y poder explicar qué fue lo que pasó. Recordemos que el interferómetro LIGO detectó una onda gravitacional y 1.6 segundos después el telescopio espacial Fermi detectó un destello de rayos gamma. ¡El resto lo puedes leer en este fabuloso astrobito!  Debido a que se logró encontrar el evento en el cielo, más de una docena de telescopios lograron registrar la evolución de esta particular explosión, lo que es particularmente útil para poder comparar su comportamiento con lo que se pronostica usando modelos. De hecho, en este astrobito tocaremos temas relativamente más teóricos: las simulaciones y modelos para la fusión de dos enanas blancas y cómo se vería en el cielo nocturno. A pesar de lo extraño o poco familiar que pueda sonar la frase anterior, con un poco de ayuda, podremos analizar cada parte de este artículo y veremos cómo los autores logran resultados coherentes con las observaciones de GW170817.

Comenzaremos recordando qué son las enanas blancas; aunque si ya sabes y estás ávido de conocimiento porque las enanas blancas son fabulosas ¡lee este astrobito – o éste también! Las enanas blancas son el núcleo expuesto de una estrella que llegó al final de su vida. Las estrellas como el Sol están fusionando átomos de hidrógeno en su núcleo y como resultado de esta reacción, liberan energía en forma de luz (fotones). Una vez que el hidrógeno se acaba, la estrella sigue fusionando helio y paulatinamente eyecta sus capas externas, para finalmente develar su núcleo de – generalmente – carbono y oxígeno. A eso le llamamos enana blanca: al núcleo inerte (porque no tiene la suficiente energía para fusionar elementos como el carbono u oxígeno) pero con elevadas temperaturas.

El grupo propone que las enanas blancas que se encuentran en pares binarios, pueden orbitar y colapsar la una sobre la otra, al igual como el modelo de estrellas de neutrones que generó la kilonova de la que ya hemos hablado. Este concepto de enanas blancas binarias no es nuevo, de hecho es una de las posibles explicaciones para las supernovas Ia. Pero el porcentaje de binarias que produce una supernova Ia es cercano al 20% (Ruiter et al. 2009) por lo que es válido preguntarse qué es lo que pasa cuando la super-explosión no es el producto final.

Para adentrarse en este mundo es necesario producir una simulación: es decir, darle al computador una serie de órdenes para que evolucione un determinado número de partículas. El programa que este grupo usó se llama Phantom (Price et al. 2017b) y se puede ver la evolución del par de enanas blancas simulado en la figura 1.

Figura 1: La evolución de la simulación mostrada en ciertos intervalos de tiempo. En la primera gráfica (esquina superior izquierda) se ven las dos enanas blancas en su estado inicial y se alcanza a percibir como la gravedad de la más compacta deforma a la menos densa. En el cuadro superior derecho se observa cómo se inicia el proceso de fusión hasta que en el cuadro inferior derecho las estrellas son una y muestran un disco de materia alrededor. Figura 2 del artículo original.

En general cada simulación tiene distintas ecuaciones que gobiernan su evolución. Por ejemplo, en este caso, la ecuación de conservación de energía es muy importante (Eq. 3 del artículo). Usando esos mismos principios físicos, se puede calcular la luminosidad (energía por unidad de tiempo) que el sistema genera. Eventualmente, juntando todos los elementos, podemos deducir cómo se vería la fusión de las binarias.

Las figuras 2 y 3 muestran los resultados de las simulaciones y los comparan con las observaciones de GW170817 (los puntos en los gráficos). A pesar de que a primera vista los modelos podrían explicar la evolución de la luminosidad, es importante destacar que los modelos recurren a un gran número de supuestos, tales como la intensidad del campo magnético o cuántas son las fuentes de energía del sistema.

Lo curioso es que a pesar de todo, la fusión de enanas blancas puede reproducir las curvas de luz de una kilonova como GW170817. Esperemos que el misterio de qué pasa con las enanas blancas cuando se fusionan, prontamente se aclare.

Figure 2: Las curvas de luz de GW170817 (puntos) y el modelo teórico (líneas). Los colores representan distintos filtros, desde el infrarrojo al óptico. Figura 6 del artículo.

Figura 3: Curvas de luz en rayos X del modelo (líneas) representando distintos valores para parámetros que regulan la emisión de rayos X. Los puntos representan las observaciones de GW170817. Figura 9 del artículo.