Los magnetares son algunos de los objetos más extremos que conocemos, con campos magnéticos tan fuertes que la química se vuelve imposible en su vecindad. Son estrellas de neutrones con un interior superfluido que incluye partículas cargadas, por lo que es fácil entender cómo se mantiene una dínamo magnética para soportar ese campo magnético. Pero es un poco más difícil entender completamente qué es lo que hace que la dínamo se ponga en marcha en primer lugar.
La idea principal, que se beneficia de su simplicidad, es que la magnetar hereda su campo magnético de la estrella que explotó en una supernova para crearla. El campo magnético original, cuando se aplasta para que coincida con el tamaño diminuto de la estrella de neutrones resultante, proporcionaría una gran patada para iniciar el magnetar. Solo hay un problema con esta idea: no hemos detectado ninguna de las estrellas precursoras altamente magnetizadas que requiere esta hipótesis.
Resulta que llevamos años observando uno. Simplemente parecía algo completamente diferente, y se necesitó un análisis más cuidadoso, publicado hoy en Science, para comprender lo que hemos estado observando.
No es lo que parece
HD 45166 en algunos niveles parece ser un sistema estelar binario relativamente sencillo, compuesto por una estrella normal y una estrella Wolf-Rayet caliente que orbitan a corta distancia, con la luz mostrando una periodicidad de 1,6 días, presumiblemente debido a la órbita. .
Pero incluso en ese nivel de comprensión, algunas cosas parecían extrañas sobre la porción Wolf-Rayet del sistema. Por lo general, se trata de estrellas masivas y calientes que son ricas en helio y expulsaron la mayor parte de su hidrógeno a través de erupciones violentas. Pero el de HD 45166 es solo cuatro veces más masivo que el Sol, la mitad de la masa del ejemplo más pequeño que hemos visto en cualquier otro lugar. También tiene mucho carbono, oxígeno y nitrógeno presentes, lo cual es raro, y sus líneas espectrales tienen algunas características inusuales.
El eje de rotación de la estrella también parecía estar orientado en la dirección de su órbita, lo que también es un poco difícil de arreglar. Entonces, había varias cosas que eran difíciles de explicar sobre el sistema incluso antes de las nuevas observaciones. De alguna manera, los datos actualizados hacen que el sistema sea más fácil de entender; en otros lo empeora.
El hallazgo clave fue que el espectro de luz de la estrella indicó que la periodicidad de 1,6 días probablemente se deba a un pulso físico regular de la estrella normal en el sistema HD 45166. Ese hallazgo hizo que los investigadores examinaran otros cambios periódicos en la luz de HD 45166. La señal orbital más probable sugiere que la órbita tarda aproximadamente 8200 días, una diferencia bastante radical de 1,6 días. Coloca a las estrellas mucho más separadas y significa que es probable que ninguna de ellas orbite en la dirección de su eje de rotación.
La mayor separación, a su vez, exige una revisión de las masas que se estimaron en función de sus interacciones orbitales. La nueva estimación reduce la masa de la estrella Wolf-Rayet a la mitad, haciéndola solo el doble de la masa del Sol.