Una "estrella glotona" que no debería existir: campo magnético permitió que un enano blanco alcanzara 2,4 masas solares

Un campo magnético intenso puede permitir que un enano blanco acumule mucha más masa de la que admite el límite clásico para estas estrellas. En uno de los modelos computacionales un enano blanco creció hasta 2,4 masas solares y mantuvo la estabilidad, mientras que sin campo magnético se detuvo en torno a 1,4. Los cálculos proponen una posible explicación para las supernovas inusualmente brillantes, cuyos progenitores parecen demasiado masivos para el cuadro estándar.

Un enano blanco típico sostiene su propia masa gracias a la presión de electrones degenerados. Cuanto más la gravedad comprime la estrella, más enérgicamente los electrones se resisten al colapso; sin embargo, ese mecanismo tiene un límite. Para un enano blanco frío y de rotación lenta, el umbral se sitúa aproximadamente en 1,4 masas solares y se conoce como el límite de Chandrasekhar. Si la masa sigue aumentando, el equilibrio habitual se rompe.

Los autores de los nuevos cálculos añadieron campos magnéticos al modelo de evolución estelar y siguieron el trayecto desde una estrella ordinaria hasta un enano blanco. Incluso un campo inicial relativamente débil puede intensificarse notablemente cuando la estrella expulsa las capas externas y el núcleo remanente se contrae. A continuación, el enano blanco puede atraer materia de una estrella compañera. Se vuelve más denso y compacto, el campo se fortalece aún más y crea una presión adicional que ayuda a oponerse a la gravedad.

En un escenario, un enano blanco de carbono-oxígeno con una masa de 1,02 masas solares recibía del compañero 10^-9 masas solares por año. Sin un campo magnético notable, el modelo llegó aproximadamente a 1,4 masas solares. Tras tener en cuenta el campo magnético, la masa límite calculada aumentó hasta 2,4 masas solares. El límite concreto variaba según la geometría del campo, la tasa de acreción y la forma en que la estrella se enfriaba.

El resultado no invalida los cálculos de Chandrasekhar ni establece un nuevo límite universal de 2,4 masas solares. El límite clásico describe la estrella bajo ciertas condiciones físicas, y un campo magnético intenso cambia el equilibrio de fuerzas en el interior del enano blanco. Además, las reacciones nucleares pueden perturbar la estabilidad antes de que la estrella alcance la masa máxima permitida por el modelo.

El mecanismo magnético también resulta interesante porque los astrónomos ya han observado supernovas tipo Ia inusualmente brillantes, incluida SN 2003fg. Su brillo llevó a suponer que, antes de la explosión, el enano blanco podría haber superado notablemente el límite de Chandrasekhar. Los autores también consideran que el campo magnético podría explicar algunos enanos blancos con un radio inesperadamente grande. Ahora los modelos deben someterse a la principal prueba observacional, ya que los cálculos muestran una vía posible hacia un enano blanco sobremasivo, pero por sí solos no demuestran la existencia de estrellas con una masa de 2,4 masas solares.