TL;DR:
- Un equipo de la Universidad de Syracuse propone que las llamaradas cada vez más débiles de algunos agujeros negros supermasivos se explican si la estrella ya giraba muy rápido antes de su primer encuentro.
- El efecto solo funciona con giro prógrado, alineado con la órbita. Con el giro invertido y por debajo de cierto umbral, las simulaciones predicen lo contrario: llamaradas cada vez más brillantes.
- De los cuatro sistemas conocidos que se apagan, el modelo reproduce tres. En AT2018fyk, donde el brillo cae cerca de diez veces, los autores escriben que su explicación no alcanza.
Cuando una estrella pasa demasiado cerca de un agujero negro supermasivo y sobrevive, vuelve a pasar. Cada pasada le arranca material que cae hacia el agujero negro y produce una llamarada. En cuatro de los aproximadamente diez sistemas conocidos de este tipo, cada llamarada sale más débil que la anterior, y ningún modelo lograba reproducirlo más allá del segundo episodio. Un equipo de la Universidad de Syracuse encabezado por la doctoranda Ananya Bandopadhyay propone en The Astrophysical Journal la pieza que faltaba: que la estrella ya girara muy rápido sobre su eje antes del primer encuentro. Si llega girando, el agujero negro apenas puede acelerarla más, y el brillo baja con cada mordisco. El propio artículo marca dónde se rompe la idea: en AT2018fyk, el sistema con la caída más pronunciada, el giro necesario sería tan alto que pondría en duda que la estrella siguiera entera.
Por qué el agujero negro no puede acelerar a una estrella que llegó girando
En una disrupción de marea clásica, la diferencia de gravedad entre el lado cercano y el lejano de la estrella la destroza por completo. Si la estrella no se acerca tanto, pierde solo una fracción de su masa y el núcleo sobrevive para volver: es una disrupción de marea parcial y repetida, con episodios separados por meses o años.
La complicación venía de 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 los escombros en menos tiempo, así que el material llega concentrado y la llamarada conserva el brillo aunque haya menos masa. Las dos cosas se cancelaban y el modelo entregaba destellos casi iguales. "Nos tuvo desconcertados durante dos años", dice Bandopadhyay.
La estrella que ya viene girando rompe ese equilibrio. Las simulaciones del nuevo estudio, hechas con el código hidrodinámico Phantom y estructuras estelares de MESA, un millón de partículas por estrella y un agujero negro de un millón de masas solares, muestran que el torque del agujero negro deja de sumar giro cuando la rotación inicial ya se acerca a la frecuencia angular del punto de máxima aproximación. Sin ese impulso extra, el tiempo de caída del material se mantiene estable, y como cada pasada arranca menos masa, el pico se desploma. En el caso de una estrella de una masa solar, la caída del pico entre el primer y el segundo paso es de un factor cercano a 1.5.
Hay una condición que vuelve comprobable la propuesta: el giro tiene que ser prógrado, es decir, en el mismo sentido que la órbita. Si la estrella gira al revés y por debajo de esa misma frecuencia, el modelo predice justo lo contrario, más masa arrancada y llamaradas cada vez más brillantes.
El sistema que más se apaga es el que el modelo no alcanza
El catálogo de estos objetos es corto y no todos se comportan igual. Esto es lo que se observa en cada grupo y hasta dónde llega el nuevo trabajo en cada caso.
| Sistema | Qué muestran sus llamaradas | Qué dice el modelo |
|---|---|---|
| AT2020vdq y AT2023uqm | Cada episodio brilla más que el anterior | Encaja con estrellas de baja masa, a las que el agujero negro sí acelera en cada pasada |
| ASASSN-14ko | Brillo aproximadamente constante | Encaja con una estrella masiva que llega sin girar: el giro que gana compensa la masa que pierde |
| AT2022dbl, eRASSt-J045650 y AT2021aeuk | El pico baja por un factor de 2 o menos en cada episodio | Lo reproduce el giro prógrado alto que propone el estudio |
| AT2018fyk | El pico cae cerca de diez veces entre la primera y la segunda llamarada | Fuera de alcance: exigiría un giro tan alto que los autores dudan de que una estrella así se sostenga |
AT2018fyk es el caso incómodo porque también es de los más seguidos: se le ha documentado un segundo apagón de su emisión, señal de que la estrella sobrevivió al segundo encuentro, y sus episodios se separan unos 1,300 días. Para explicar una caída de diez veces con giro, el artículo calcula que la estrella tendría que rotar muy por encima de su propio límite de ruptura, y sus autores escriben que eso pone en duda la estabilidad y hasta la existencia de un sistema así.
La salida que proponen apunta a otro sitio. El agujero negro de AT2018fyk se estima en unos cincuenta millones de masas solares, con un margen de error amplio, unas cincuenta veces el que usaron en las simulaciones. En ese régimen, la estrella pasa por una zona donde los efectos relativistas y los tirones caóticos de tres cuerpos pueden mover la distancia de máxima aproximación entre una vuelta y la siguiente, y eso bastaría para arrancar mucha menos masa la segunda vez.
El giro apunta a una binaria rota por el agujero negro
Queda la pregunta de por qué una estrella llegaría ya girando así. La respuesta que ofrece el equipo es el mecanismo de Hills, formulado en 1988: un par de estrellas que se orbitan mutuamente pasa cerca del agujero negro, la marea rompe la pareja, una sale despedida y la otra queda capturada en una órbita cerrada.
Ese escenario resuelve dos rarezas a la vez. Para dejar a una estrella dando vueltas al agujero negro en cuestión de meses, la binaria original tenía que ser extremadamente compacta, y en una binaria así las dos estrellas suelen quedar acopladas por marea, girando sobre su eje al mismo ritmo al que se orbitan. Cuanto más apretada la pareja, más rápido gira cada una.
Eric Coughlin, profesor asociado de física en Syracuse y coautor del trabajo, califica de extremadamente difícil atar una estrella a un agujero negro supermasivo con tanta fuerza que lo orbite en cuestión de meses, y apunta que estos sistemas parecen conseguirlo de todos modos. Coughlin añade que la captura de Hills pudo generar también algunas de las estrellas que orbitan Sagitario A*, el agujero negro del centro de la Vía Láctea.
Falta decir qué no demuestra el trabajo. El giro no se midió en ninguno de estos sistemas: en las simulaciones es un parámetro de entrada, fijado entre el 70 y el 80 por ciento del máximo que soportaría la estrella, y el artículo se apoya en cuatro configuraciones de estrella y órbita. El estudio se publicó el 18 de agosto de 2026, según Space.com, y Syracuse lo difundió el 1 de septiembre.
La prueba llegará por observación. Si el giro manda, detrás de un sistema que se apaga debería haber una estrella masiva capturada de una binaria muy apretada, y un sistema que se aviva debería apuntar a una estrella ligera o a un giro invertido. Con unos diez casos catalogados y llamaradas que vuelven cada pocos meses o años, cada episodio nuevo mide el modelo.
