La mayoría de los seres humanos vive en parejas, sea en el matrimonio o en una convivencia no conyugal. Lo mismo vale para las estrellas: la mayoría son binarias, estrellas dobles que bailan alrededor de su centro de masa común. Siempre nacen juntos, al mismo tiempo, a partir de una misma nube interestelar, tal vez simultáneamente con muchos otros hermanos, pero no mueren al mismo tiempo, de la misma manera como ocurre con gemelos humanos, que nacen juntos pero mueren (normalmente) en fechas diferentes. La muerte de un humano depende de muchos factores y es imprevisible, la muerte de una estrella, sin embargo, es muy calculable y depende solo de su masa total. Las estrellas masivas mueren pronto, después de pocos millones de años, mientras que el Sol vive unos 10 mil millones de años y una estrella de menos masa todavía mucho más tiempo, casi eternamente porque Universo es demasiado joven para haber visto la muerte de tal estrellita diminuta. La razón de esto es simple: Durante 90% de su vida total, la estrella mantiene su equilibrio energético con una reacción nuclear, transformando hidrógeno en helio en su centro. En el caso de una estrella masiva y luminosa, este combustible se agota muy pronto mientras que el comportamiento más ahorrativo de la estrella pequeña asegura su vida larga.

Durante el resto de su vida, en el último 10 % de ella, la estrella debe usar otras reacciones nucleares para ganar energía, por ejemplo fusionando tres núcleos de helio en uno de carbono. Esto implica una contracción de su zona central, mientras se expanden las capas exteriores de la estrella. Por eso, todas las estrellas se inflan mucho antes de su muerte, transformándose en gigantes o supergigantes por poco tiempo. El Sol, por ejemplo, aumentará en esta fase su tamaño de tal forma que su superficie traspasaría la órbita actual de Marte, tragando entonces los planetas interiores Mercurio, Venus, Tierra y Marte.

Esto es, en resumidas cuentas, la teoría de la evolución estelar, bien establecida desde hace más de medio siglo. Luego surge la pregunta: Si es así, el que cada estrella, antes de morir, se infle mucho, hasta unas 100 o más veces se diámetro original: ¿Qué pasaría si tuviésemos una pareja binaria con diferentes masas, por ejemplo una estrella primaria como el Sol, acompañada por una secundaria menos masiva que se encuentre en el lugar que ocupa la Tierra, completando cada año una vuelta alrededor de la primaria? En cierto momento la primaria se inflará, hasta tocar con su superficie a la estrella secundaria que vive más tiempo y que por ello aun no se ha alterado. También este caso fue investigado por los astrofísicos, y sus cálculos revelan que la secundaria se hunde en una envoltura común con la primaria. Es parecido a un satélite artificial que se acerca a la atmósfera de la Tierra, se calienta con el roce y finalmente se disuelve o dispersa en trozos que caen hacia el planeta. Pero la estrella secundaria es mucho más grande que un satélite artificial, por ello su destino es diferente: perturba y revuelve las capas exteriores de la gigante primaria, acelerando así la rotación de la envoltura común. Al mismo tiempo, por el efecto del roce, se acerca más y más al núcleo de la gigante primaria en una órbita espiral, transfiriendo su energía orbital a la rotación de la envoltura. La fase de la envoltura común es muy corta, de menos de 1000 años, un instante pequeño en la vida de una estrella. Al final la envoltura común rota tan rápidamente que esta es eyectada, y queda al descubierto el núcleo desnudo y compacto de la ex-estrella primaria, esto es, una enana blanca, acompañada por la secundaria que sobrevive su estadía en la envoltura común sin mayor alteración. Pero ahora ella está ubicada mucho más cerca de la enana blanca, en una órbita que completa su vuelta en pocas horas, comparado con todo un año en la configuración anterior a la fase de la envoltura común.

¿Qué es una enana blanca? Es una estrella muy pequeña, de un tamaño como la Tierra, pero con una masa de por lo menos la mitad de la masa de nuestro Sol. Esto implica que su materia está muy compactada: un centímetro cúbico, correspondiente al contenido de una cucharita de té, pesa una tonelada, y una cajita de fósforos de su material equivale a un camión bien cargado de 20 toneladas. La enana blanca consiste principalmente de núcleos atómicos de carbono y oxígeno, suportado en forma muy compacta por un plasma de electrones libres que se mueven a altas velocidades. Los astrónomos llaman a esto "estado degenerado", y ningún laboratorio en la Tierra puede compactar materia de esa forma.

Esto es la primera parte de una serie, que explicará binarias en interacción fascinantes: las variables cataclísmicas, que se manifiestan muchas veces en erupciones violentos tipo Nova clásica o Nova enana. Próximamente más detalles.

A modo de anexo, éste es el cálculo de un modelo de Ulrich Kolb, mostrando la pasada por la fase de la envoltura común en 6 pasos. Los números a la izquierda se refieren a la masa del la estrella primaria en unidades del masa del Sol, los a la derecha a lo mismo para la componente segundaria. El tercer paso corresponde al estado de la envoltura común. Se ve que la distancia entre los componentes estelares se disminuye de unos 625 radios solares al principio, hasta unos 19 radios solares al final. Al mismo tiempo, la estrella primaria pierde gran parte de su masa (de 8.5 a solo 0.99 masas solares) mientras evoluciona de la secuencia principal ("MS") a una gigante ("GB") y termina como enana blanca ("WD"). Su compañera gana un poco de masa (de 4.5 a 5.1 masas solares), manteniéndose siempre en la secuencia principal ("MS").