✨︎ Resumen (TL;DR):
- Ananya Bandopadhyay y un equipo de la Universidad de Syracuse proponen que una estrella que ya giraba rápido produce llamaradas cada vez más débiles al repetir sus encuentros con un agujero negro supermasivo.
- Las simulaciones reproducen tres de los cuatro sistemas conocidos con este patrón; para una estrella de una masa solar, el pico cae cerca de un factor de 1.5 entre la primera y la segunda pasada.
- AT2018fyk registra una caída de casi diez veces, una variación que exigiría un giro por encima del límite de ruptura de la estrella.
Un equipo de la Universidad de Syracuse, encabezado por la doctoranda Ananya Bandopadhyay, propone que una estrella que ya giraba muy rápido produce llamaradas cada vez más débiles al pasar repetidamente cerca de un agujero negro supermasivo. El estudio, publicado en The Astrophysical Journal, reproduce tres de los cuatro sistemas conocidos con ese patrón, pero no alcanza a explicar la caída de casi diez veces observada en AT2018fyk.
La disrupción de marea parcial repetida es un fenómeno astronómico que arranca parte de la masa de una estrella, conserva su núcleo y permite que vuelva a pasar cerca del agujero negro meses o años después. En cada pasada, el material desprendido cae hacia el agujero negro y produce una llamarada.
En una disrupción de marea clásica, la diferencia de gravedad entre el lado cercano y el lado lejano de la estrella la destruye por completo. Cuando el acercamiento es menos extremo, la estrella pierde solo una fracción de su masa y el núcleo sobrevive para volver.
El catálogo conocido reúne aproximadamente diez sistemas. Cuatro muestran llamaradas que pierden intensidad en cada vuelta, y ningún modelo había reproducido esa secuencia más allá del segundo episodio.
El torque del agujero negro ocultaba la pérdida de brillo
El obstáculo apareció en un trabajo anterior del mismo grupo. Además de arrancar material, el agujero negro ejerce un torque que hace girar más rápido a la estrella en cada pasada.
Una estrella más acelerada devuelve el material desprendido en menos tiempo. Al llegar concentrado, el material mantiene el brillo de la llamarada aunque la estrella haya perdido masa. Los dos efectos se cancelan y el modelo producía destellos casi iguales.
“Nos tuvo desconcertados durante dos años”, dice Ananya Bandopadhyay.
Una estrella que ya gira cambia el resultado
La propuesta nueva parte de una condición distinta: la estrella ya llegaba con una rotación alta antes del primer encuentro. Las simulaciones emplean el código hidrodinámico Phantom, estructuras estelares de MESA, un millón de partículas por estrella y un agujero negro de un millón de masas solares.
Cuando la rotación inicial se acerca a la frecuencia angular correspondiente al punto de máxima aproximación, el torque del agujero negro deja de añadir giro. La estrella apenas puede acelerarse más.
Sin ese impulso extra, el tiempo de caída del material se mantiene estable. Como cada pasada arranca menos masa, el pico de la llamarada cae. Para una estrella de una masa solar, la disminución entre el primer y el segundo paso se acerca a un factor de 1.5.
La condición es específica. La rotación debe ser prógrada, es decir, tener el mismo sentido que la órbita. Si la estrella gira al revés y por debajo de esa misma frecuencia, el modelo predice lo contrario: arranca más masa y las llamaradas brillan cada vez más.
Tres sistemas encajan, pero AT2018fyk no
El comportamiento observado cambia de un sistema a otro. El estudio compara estos patrones:
- AT2020vdq y AT2023uqm: cada episodio brilla más que el anterior. El modelo lo reproduce con estrellas de baja masa, a las que el agujero negro sí acelera en cada pasada.
- ASASSN-14ko: el brillo permanece aproximadamente constante. Encaja con una estrella masiva que llega sin girar, porque la rotación que gana compensa la masa que pierde.
- AT2022dbl, eRASSt-J045650 y AT2021aeuk: el pico disminuye por un factor de 2 o menos en cada episodio. El giro prógrado alto reproduce ese descenso.
- AT2018fyk: el pico cae cerca de diez veces entre la primera y la segunda llamarada. El modelo no reproduce esa caída sin exigir una rotación muy por encima del límite de ruptura.
AT2018fyk es el caso que el modelo no alcanza. También es uno de los sistemas más seguidos: se ha documentado un segundo apagón de su emisión, señal de que la estrella sobrevivió al segundo encuentro. Sus episodios están separados por unos 1,300 días.
Para explicar una caída de diez veces con el giro estelar, el artículo calcula que la estrella tendría que rotar muy por encima de su propio límite de ruptura. Los autores dudan de que una estrella así pudiera sostenerse y escriben que esa condición pone en duda la estabilidad y hasta la existencia del sistema.
El propio trabajo apunta a otra explicación. El agujero negro de AT2018fyk se estima en unos 50 millones de masas solares, con un margen de error amplio. Esa masa es unas 50 veces la usada en las simulaciones.
En ese régimen, los efectos relativistas y los tirones caóticos de tres cuerpos pueden mover la distancia de máxima aproximación entre una vuelta y la siguiente. Ese cambio podría bastar para arrancar mucho menos material en la segunda pasada.
Hills ofrece una ruta para el giro inicial
El giro inicial podría venir de una binaria rota por el agujero negro. El mecanismo de Hills es un proceso de captura estelar en el que la marea de un agujero negro rompe una pareja binaria: una estrella sale despedida y la otra queda capturada en una órbita cerrada. Hills formuló este mecanismo en 1988.
Para dejar a una estrella orbitando el agujero negro en cuestión de meses, la binaria original debía ser extremadamente compacta. En una pareja así, las dos estrellas suelen quedar acopladas por marea y giran sobre su eje al mismo ritmo al que orbitan entre sí.
Cuanto más apretada es la pareja, más rápido gira cada estrella. En ese escenario, una estrella capturada puede llegar al primer encuentro con una rotación alta, en lugar de adquirirla gradualmente del agujero negro.
Eric Coughlin, profesor asociado de física en Syracuse y coautor del estudio, califica de extremadamente difícil atar una estrella a un agujero negro supermasivo con fuerza suficiente para que lo orbite en cuestión de meses. Aun así, señala que estos sistemas parecen conseguirlo. También añade que la captura de Hills pudo generar algunas de las estrellas que orbitan Sagitario A*, el agujero negro del centro de la Vía Láctea.
La predicción todavía no mide el giro
El giro no se ha medido en ninguno de estos sistemas. En las simulaciones, es un parámetro de entrada fijado entre el 70% y el 80% del máximo que soportaría la estrella. El artículo se apoya en cuatro configuraciones de estrella y órbita.
El estudio se publicó el 18 de agosto de 2026 en The Astrophysical Journal, y Syracuse difundió sus resultados el 1 de septiembre.
La prueba llegará con observaciones. Si el giro manda, un sistema que se apaga debería contener una estrella masiva capturada de una binaria muy compacta. Uno que se aviva debería apuntar a una estrella ligera o a una rotación retrógrada.
Con unos diez casos catalogados y llamaradas que regresan cada pocos meses o años, cada episodio nuevo pondrá a prueba esta explicación.
