Las estrellas binarias viven vidas complicadas, especialmente cerca del final

Sabemos lo que le sucederá a nuestro Sol.

Seguirá el mismo camino que siguen otras estrellas de su clase. Comenzará a quedarse sin hidrógeno, se hinchará, se enfriará y se pondrá rojo. Será una gigante roja y, eventualmente, se volverá tan voluminosa que consumirá los planetas más cercanos y hará que la Tierra sea inhabitable. Luego, dentro de miles de millones de años, creará una de esas hermosas nebulosas que vemos en las imágenes del Hubble, y el Sol remanente será una enana blanca encogida en el centro de la nebulosa, un vestigio mucho más pequeño del cuerpo luminoso que una vez fue.

Esta es la vida predecible que vive el Sol como estrella solitaria. Pero, ¿qué sucede con las estrellas que tienen un hermano solar? ¿Cómo le iría a su compañero binario?

Nuestro Sol es inusual y corriente al mismo tiempo. Es un tipo común de estrella, una estrella de secuencia principal de tipo G sin complicaciones. Pero es un poco inusual porque está solo. Aproximadamente la mitad de las estrellas de nuestra galaxia existen en pares binarios o en asociaciones aún más grandes.

¿Qué les sucede a un par de estrellas binarias cuando envejecen? Ese es el enfoque de un nuevo estudio realizado por investigadores de la Universidad Nacional de Australia (ANU) y el Observatorio de Yunnan en China.

El estudio es «Un subenano caliente y un enano blanco binario de Roche que llenan el lóbulo: ¿posible detección de un sobre común expulsado?» publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. El autor principal es Jiangdan Li del Observatorio de Yunnan.

Las estrellas en una relación binaria siguen caminos mucho más complicados que las estrellas solitarias. Están unidos gravitacionalmente entre sí. Eso crea una dinámica que conduce a fases inusuales en sus vidas. Una de esas fases es la «fase de envolvente común» por la que pasan los binarios cuando las estrellas abandonan la secuencia principal. Nunca se había observado directamente hasta hace poco, cuando los astrónomos de ANU y el Observatorio de Yunnan detectaron un par binario dentro de una capa de material en expansión. Ese caparazón es el remanente de la fase de envoltura común.

Durante gran parte de la vida de un par binario, orbitan uno alrededor del otro sin eventos. Pero a medida que evolucionan, la pareja experimenta un cambio. Cuando una de ellas se convierte en gigante roja, la relación entre la pareja cambia irrevocablemente.

Christian Wolf es profesor asociado en ANU y uno de los autores del artículo. En un comunicado de prensa, Wolf dijo: “En las primeras etapas, dos estrellas a menudo giran una alrededor de la otra sin que suceda mucho. Pero cuando una de las estrellas se convierte en una gigante roja, no solo reclama más espacio vacío como lo haría una sola estrella”.

«En cambio, ‘abraza’ o engulle a su compañero, y aparecen como una estrella bajo un sobre opaco», dijo Wolf. “Ahí es cuando las cosas se ponen realmente emocionantes. La fricción de su movimiento dentro de la envoltura altera profundamente lo que sucede a continuación para las estrellas. No solo genera calor, sino que ralentiza las estrellas, por lo que giran en espiral hacia una órbita cada vez más estrecha; el sobre finalmente se sobrecalienta y sale volando”. El sobre se voló hace unos 10.000 años para este par binario.

Identificar y observar la fase de envoltura común es importante porque es un eslabón perdido en astrofísica. En este caso, el par de estrellas es una estrella subenana caliente y una enana blanca en acumulación. Una subenana caliente es una estrella de evolución en etapa tardía que ha perdido el hidrógeno de sus capas externas antes de que el núcleo comience a fusionar helio. ¿Adónde han ido sus capas exteriores de hidrógeno? A la otra estrella.

La otra estrella de este par es una enana blanca en crecimiento. Una enana blanca es el remanente estelar de una estrella. Son solo del tamaño de la Tierra pero extremadamente densos. La enana blanca está extrayendo material de la subenana caliente, robando las capas externas de hidrógeno y acretina de la subenana.

Pero ahora, la pareja ha expulsado su sobre común. La evidencia de eso proviene de «… una característica sobresaliente en el espectro de este objeto», escriben los autores. La característica son las líneas de absorción de calcio utilizadas para estudiar estrellas. En este caso, las líneas se desplazan hacia el azul unos 200 km/segundo. Los autores dicen que esto significa que es probable que se originen en el sobre expulsado.

El documento explica dos posibles explicaciones para la formación del binario y la envoltura expulsada: la eyección cuando la estrella primaria estaba en su fase de Rama Gigante Roja (RGB) y la eyección cuando estaba en su fase de Rama Gigante Asintótica (AGB). Los RGB y los AGB son bastante similares, y los RGB pueden convertirse en AGB. Ambos tipos tienen envolturas extendidas de H y He que no se fusionan y núcleos densos de material que no se fusionan.

El primer escenario es una eyección de envolvente común (CE) durante la fase RGB. La fase Red-Giant Branch (RGB) es parte de la secuencia principal de estrellas de masa baja a intermedia.

El segundo escenario es la eyección de CE durante la fase de rama gigante asintomática (AGB). En la fase AGB, las estrellas están al final de su vida y se han convertido en orbes fríos y luminosos. Una estrella AGB tiene un núcleo inerte de carbono y oxígeno y otras capas fuera de eso. Una capa fusiona helio en carbono, otra fusiona hidrógeno en helio, y una gran envoltura exterior se encuentra fuera de todo, compuesta del mismo material del que está compuesta una estrella de secuencia principal.

Los autores concluyen que la eyección de CE durante la fase AGB es más probable. El profesor asistente Wolf le dijo a Universe Today: “En el caso de eyección RGB CE, ha pasado mucho más tiempo entre la eyección y ahora (~ 60 millones de años), mientras que la fase AGB habría sido en un pasado mucho más reciente (~ 10,000 años) . Como resultado, la carcasa en expansión aún sería mucho más compacta en esta etapa en el caso de AGB, mientras que en el caso de RGB, estaría bastante diluida por millones de años de expansión desde la eyección”.

El escenario AGB más joven significa que las observaciones de la línea de visión viajan a través de un gas más denso porque la envoltura común solo se expulsó hace 10 000 años y no se ha vuelto tan difusa. Entonces, los astrónomos ven más material desplazado hacia el azul en comparación con el escenario RGB. Para el escenario RGB y sus 60 millones de años de difusión de la envoltura común expulsada, ver tanto material desplazado hacia el azul significa que la envoltura masiva de material tendría que contener millones de masas solares, lo cual es imposible. «Extrapolar la densidad a una capa muy grande conduciría a masas de millones de masas solares, en lugar de un par de masas solares, que es la cantidad realista de materia expulsada», dijo Wolf a Universe Today.

Hay otra razón por la que los investigadores se decidieron por el escenario AGB y su eyección de sobre más reciente: proporciona la fricción que explica la contracción orbital del par binario. Según el artículo, la enana blanca tiene un «… período orbital de 3,495 horas y una contracción orbital de 0,1 s en 6 años».

Wolf explicó el papel que juega la envoltura expulsada en la contracción orbital. “Si el material expulsado se ha estado expandiendo durante millones de años y queda muy poco en el sistema, no tendremos la fricción necesaria para ralentizar la órbita del binario restante. Con un CE joven expulsado, quedaría más material localmente en el volumen de la órbita binaria que podría hacer plausible la desaceleración de la órbita”.

Entonces, el escenario AGB con su eyección de sobre común de 10,000 años de antigüedad no solo explica el material desplazado hacia el azul que observan, sino también la contracción medida del período orbital del par.

Que significa todo esto?

“La fase de envoltura común es un eslabón perdido en la larga y compleja cadena de eventos que componen la vida de las estrellas. Ahora estamos comenzando a arreglar ese vínculo”, dijo el profesor asociado Wolf. «Incluso podría ayudarnos a reconstruir mejor los eventos de ondas gravitacionales, como las fusiones de agujeros negros».

Las estrellas de este par binario no se convertirán en agujeros negros. Pero ambos podrían terminar como enanas blancas. Si se fusionan como enanas blancas, crearán la misma onda gravitacional que la fusión de los agujeros negros. Y las ondas gravitacionales y las fusiones son un tema candente en astrofísica, especialmente desde que observamos nuestras primeras ondas hace solo unos años.

Los pares binarios como este también podrían enseñarnos más sobre las supernovas de Tipo 1A. Esas supernovas ocurren en un par binario donde una de las estrellas es una enana blanca. La enana blanca acumula material de su compañero hasta que explota.

La evolución de las envolventes comunes es un problema de larga data en astrofísica. Hay mucha incertidumbre a su alrededor. Incluso identificar binarios en su fase de envolvente común ha sido difícil, pero este par es el tercero de su tipo descubierto. Con cada identificación, las identificaciones futuras se vuelven más fáciles.

“Puede ser más fácil reconocerlos ahora que tenemos una idea más clara de qué buscar. Puede haber otros que han estado bajo nuestras narices todo el tiempo”, dijo el profesor asociado Wolf.

Con información de UniverseToday.com