México: Astrónomo crea método para hallar exoplanetas en estrellas cataclísmicas binarias


¿Has oído hablar de LU Camelopardalis, QZ Serpentis, V1007 Herculis y BK Lyncis? No, no son miembros de una banda de chicos en la antigua Roma. Son variables cataclísmicas, estrellas binarias que están tan juntas que una estrella extrae material de su hermana. Esto hace que el par varíe mucho en brillo.

¿Pueden existir planetas en este entorno caótico? ¿Podemos detectarlos? Un nuevo estudio responde afirmativamente a ambas.

Las variables cataclísmicas (CV) experimentan grandes aumentos de brillo. Todas las estrellas varían en brillo hasta cierto punto, incluso nuestro propio sol. Pero el aumento del brillo de CV es mucho más pronunciado que el de estrellas como nuestro Sol, y ocurren de manera irregular.

Esta es una imagen de la variable cataclísmica AE Aquarii, que no forma parte de este estudio. La enana blanca, más pequeña pero más masiva, está extrayendo material de su compañera de secuencia principal, generalmente una enana roja. Crédito de la imagen: Por Casey Reed / NASA – Nasa – White Dwarf Pulses Like a Pulsar.

Hay diferentes tipos de variables cataclísmicas: novas clásicas, novas enanas, algunas supernovas y otras. Todos los tipos comparten la misma mecánica básica. Un par de estrellas se orbitan muy de cerca, y una de las estrellas es más masiva que la otra. La más masiva se llama estrella primaria y extrae gas de la estrella de menor masa, que los astrónomos llaman estrella donante. La estrella principal en un CV es una enana blanca y la estrella donante suele ser una enana roja. Las estrellas enanas rojas son más frías y menos masivas que las enanas blancas. Tienen masas entre 0,07 y 0,30 masas solares y un radio de alrededor del 20% del Sol. Las estrellas primarias enanas blancas tienen una masa típica de alrededor de 0,75 masas solares pero radios mucho más pequeños, aproximadamente los mismos que los de la Tierra.

Cuando la estrella primaria extrae material de la estrella donante, el material forma un disco de acreción alrededor de la estrella primaria. El material en el disco de acreción se calienta y eso provoca una mayor luminosidad. El aumento puede dominar la luz del par de estrellas. Si hay un tercer cuerpo tenue, un planeta, en el sistema, entonces su gravedad puede afectar la transferencia de material del donante a la estrella primaria. Estas perturbaciones afectan el brillo del sistema, y ​​ese es el núcleo del nuevo estudio.

Carlos Esteban Chávez Pech

Los autores del estudio muestran cómo los entornos caóticos alrededor de los CV pueden albergar planetas y explican cómo los astrónomos pueden detectarlos. El estudio está «probando la hipótesis del tercer cuerpo en las variables cataclísmicas LU Camelopardalis, QZ Serpentis, V1007 Herculis y BK Lyncis». Está publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS). El autor principal es el Dr. Carlos Chavez, de la Universidad Autónoma de Nuevo León en México.

El material atraído por la estrella primaria se reúne en un anillo de acreción y se calienta, creando una mayor luminosidad. Pero la transferencia de material al disco no es constante; sube y baja a medida que las estrellas en el CV se orbitan entre sí. Chávez y sus colegas examinaron cuatro variables cataclísmicas en su estudio: LU Camelopardalis, QZ Serpentis, V1007 Herculis y BK Lyncis. Los cuatro CV exhiben períodos fotométricos muy largos (VLPP), que son períodos de luminosidad mejorada que no se ajustan a los períodos orbitales binarios.

Hay un punto entre ambas estrellas y el tercer cuerpo llamado punto L1, o punto Lagrangiano Uno. Es un punto de equilibrio gravitacional entre las estrellas. El punto L1 es dinámico y su posición cambia a medida que se mueven las estrellas. El autor principal, Chávez, mostró en un artículo anterior que un tercer cuerpo, un planeta, puede causar oscilaciones en el punto L1.

A medida que cambia el punto L1, la cantidad de material atraído hacia la estrella primaria, la tasa de transferencia de masa, cambia. Un cambio en la tasa de transferencia de masa crea un cambio en la luminosidad de todo el sistema de tres cuerpos.

Al medir los cambios en el brillo de los cuatro CV, los investigadores calcularon las distancias y las masas de los posibles terceros cuerpos en los sistemas en función de los cambios de brillo en cada sistema. Sus cálculos muestran que las variaciones tienen periodos mucho más largos que los periodos orbitales de las estrellas. Según el equipo, dos de los cuatro CV que estudiaron tienen «cuerpos que se asemejan a planetas» que los orbitan.

“Nuestro trabajo ha demostrado que un tercer cuerpo puede perturbar una variable cataclísmica de tal manera que puede inducir cambios en el brillo del sistema”, dijo el Dr. Chávez en un comunicado de prensa. “Estas perturbaciones pueden explicar tanto los larguísimos periodos que se han observado -entre 42 y 265 días- como la amplitud de esos cambios de brillo. De los cuatro sistemas que estudiamos, nuestras observaciones sugieren que dos de los cuatro tienen objetos de masa planetaria en órbita alrededor de ellos”.

Esta no es la primera vez que los científicos abordan los CV y ​​tratan de encontrar una explicación para las variaciones en la luminosidad. En 2017, un equipo independiente de investigadores publicó un artículo que presentaba los cuatro CV y ​​sus VLPP. Sugirieron que los planetas eran la causa. Pero dijeron que «… el plano orbital del tercer cuerpo debe ser superior a 39,2 grados para que este mecanismo sea efectivo para perturbar el binario interno de manera efectiva».

“Aquí exploramos una nueva posibilidad, a saber, que la perturbación secular por un tercer objeto de baja excentricidad y baja inclinación explica el VLPP y también el cambio de magnitud observado en estos cuatro CV”, escriben Chávez y sus coautores en su artículo. Dicen que «… un tercer cuerpo en una órbita plana casi circular cercana podría producir perturbaciones en la excentricidad binaria central».

Según Chávez, su trabajo equivale a una nueva forma de detectar exoplanetas. Los cazadores de planetas encuentran la mayoría de los exoplanetas utilizando el sistema de tránsito. A medida que un exoplaneta transita frente a su estrella, hay una disminución detectable en la luz de las estrellas. Si bien es efectivo, hemos encontrado miles de planetas de esta manera, el método de tránsito tiene limitaciones. Solo funciona cuando las cosas están bien alineadas. Tenemos que mirarlo desde un lado, por así decirlo, o de lo contrario el planeta no transita la estrella desde nuestro punto de vista, y no hay descenso en la luz de las estrellas.

Pero el método que desarrollaron Chávez y sus colegas no depende de los tránsitos planetarios. Se basa en el cambio intrínseco en la luminosidad que se puede observar desde diferentes ángulos.

Deja una respuesta

Introduce tus datos o haz clic en un icono para iniciar sesión:

Logo de WordPress.com

Estás comentando usando tu cuenta de WordPress.com. Salir /  Cambiar )

Imagen de Twitter

Estás comentando usando tu cuenta de Twitter. Salir /  Cambiar )

Foto de Facebook

Estás comentando usando tu cuenta de Facebook. Salir /  Cambiar )

Conectando a %s

Este sitio usa Akismet para reducir el spam. Aprende cómo se procesan los datos de tus comentarios.