No tenemos que preocuparnos demasiado por nuestro Sol. Puede quemar nuestra piel y puede emitir potentes dosis de material cargado, llamado tormentas solares, que pueden dañar los sistemas eléctricos. Pero el Sol está solo allá arriba, lo que hace que las cosas sean más simples y predecibles.
Otras estrellas están encerradas en relaciones entre sí como pares binarios. Un nuevo estudio encontró un par binario de estrellas que están tan cerca entre sí que orbitan cada 51 minutos, la órbita más corta jamás vista en un sistema binario. Su proximidad entre sí significa problemas.
Las estrellas tan cercanas entre sí se denominan variables cataclísmicas. En variables cataclísmicas, la estrella principal es una enana blanca; en este par, la otra estrella es una estrella similar al Sol, pero más antigua. Las enanas blancas son diminutas para las estrellas, aproximadamente del tamaño de la Tierra, pero son increíblemente densas. La poderosa gravedad de la enana blanca aleja el material de su compañera, la estrella donante. El material forma un anillo de acreción alrededor de la enana blanca. Este proceso crea destellos brillantes en tiempos irregulares o variables a medida que el disco se calienta y el material cae en la enana blanca.
Las estrellas en una variable cataclísmica (CV) deben estar juntas para que la “estrella vampiro” enana blanca extraiga material de la estrella donante. Los astrónomos conocen más de 1000 CV, y solo una docena de ellos tienen órbitas de menos de 75 minutos. Pero los autores de este estudio encontraron la órbita más cercana hasta el momento. Este par de estrellas necesita solo 51 minutos para completar una órbita. Esto es raro, y el par binario es evidencia de un eslabón perdido en astrofísica.
El estudio es “Una estrella densa de 0,1 masa solar en un binario eclipsante de período orbital de 51 minutos”, y se publica en la revista Nature. El autor principal es Kevin Burdge del Departamento de Física del MIT. Las estrellas de este estudio están a unos 3.000 años luz de distancia en la dirección de la constelación de Hércules.
“Esta estrella se parecía al Sol, pero el Sol no puede caber en una órbita de menos de ocho horas, ¿qué pasa aquí?”.
Kevin Burdge, Departamento de Física, MIT.
Estas estrellas están al final de una larga historia. Han sido compañeros durante unos 8 mil millones de años, aunque han envejecido de manera diferente. Una es una enana blanca, el remanente estelar de una estrella de secuencia principal que pasó por su fase de gigante roja y ahora es solo un núcleo de materia hiperdensa y sin fusión. Su compañera es una estrella similar al Sol en camino de convertirse en una gigante roja y eventualmente en una enana blanca. Pero la enana blanca existente está interrumpiendo ese camino al consumirlo lentamente.
La estrella donante más grande tiene aproximadamente la misma temperatura que nuestro Sol. Pero ha perdido tanto de su masa que es diminuto; sólo una décima parte del diámetro del Sol, o aproximadamente del tamaño de Júpiter. “Esta estrella se parecía al Sol, pero el Sol no puede caber en una órbita de menos de ocho horas, ¿qué pasa aquí?”. Burdge dijo en un comunicado de prensa. La enana blanca es aún más pequeña; su diámetro es aproximadamente 1,5 veces el de la Tierra, mientras que su materia densa significa que tiene aproximadamente un 56% de la masa del Sol. Un objeto extraño.
Los astrónomos han descubierto otras binarias eclipsantes, pero ninguna tan próxima entre sí. La pareja no solo está extremadamente cerca la una de la otra, sino que se eclipsan mutuamente desde nuestra línea de visión. Esto dio a los investigadores múltiples oportunidades para observar los eclipses y tomar medidas precisas para ambas estrellas.
Este par binario se llama ZTF J1813+4251. ZTF significa Zwicky Transient Facility, una notable asociación público-privada dedicada a un estudio óptico del cielo del norte en busca de fenómenos transitorios como variables. Pero el nombre no es tan importante. En cambio, es la etapa particular en la que se encuentra la pareja lo que hace que los científicos se sienten y tomen nota.
Los investigadores descubrieron que la estrella vampírica ha estado quitando el hidrógeno de la estrella donante y ahora está comenzando a canibalizar el helio. “Este es un caso raro en el que atrapamos uno de estos sistemas en el acto de cambiar de acumulación de hidrógeno a helio”, dijo el autor principal Burdge.
Observar una estrella binaria que cambia de acreción de hidrógeno a helio es esencial porque el cambio es un eslabón perdido en astrofísica. Los astrónomos conocen una población de CV llamadas CV de helio, pero no hubo evidencia clara de cómo las estrellas en estos CV cambiaron de hidrógeno a helio.
Antes de este estudio, la evolución de la acumulación de hidrógeno a la acumulación de helio en los CV de helio no estaba clara. Los astrónomos nunca habían observado una estrella haciendo la transición. Pero las observaciones de ZTF J1813+4251 han cambiado eso. Las observaciones mostraron que la estrella donante tiene aproximadamente la misma temperatura que el Sol pero 100 veces más densa. Esa densidad significa que la estrella tiene una composición rica en helio y la compañera enana blanca acumula helio en lugar de hidrógeno.
“Este es un sistema especial”.
Kevin Burdge, Departamento de Física, MIT.
Los científicos predijeron hace décadas que las estrellas binarias podrían encogerse hasta que sus órbitas fueran ultracortas y se convirtieran en variables cataclísmicas. A medida que la enana blanca consume el hidrógeno de la estrella similar al Sol, queda helio más denso. La estrella similar al Sol se quema y queda un núcleo de helio. El pesado núcleo de helio es suficiente para mantener la estrella muerta en una órbita cerrada.
Las repetidas observaciones de las estrellas eclipsándose entre sí fueron solo el comienzo. Con los datos más precisos que recopilaron los investigadores, realizaron simulaciones más precisas para ver qué podría pasar con la pareja. Esos resultados de la simulación respondieron preguntas de larga data sobre las variables cataclísmicas y sus órbitas cada vez más reducidas.
Las simulaciones muestran que en unos 70 millones de años, la pareja se acercará aún más hasta que su período orbital sea de solo 18 minutos. En ese momento, será un binario CV de helio. Esa transición es “… un eslabón que antes faltaba entre los binarios CV de helio y los CV ricos en hidrógeno”, escriben los autores.
En las imágenes a continuación, la línea punteada naranja, la línea punteada roja y la línea punteada azul representan diferentes trayectorias evolutivas dependiendo de cuándo la estrella donante comenzó a perder masa frente a la compañera WD durante su vida. El naranja es cuando comenzó en el 97 % de su vida útil de la secuencia principal, el rojo en el 95 % y el azul en el 94 %. La estrella negra en la línea roja es donde está ZTF J1813+4251. (La línea morada representa el camino evolutivo de otro probable CV de transición llamado El Psc y se muestra a modo de comparación).
(b) muestra cómo la estrella binaria alcanzará un período mínimo de unos 18 minutos en unos 75 millones de años. Después de eso, la pareja pasará los próximos 300 millones de años separándose hasta que su período sea de unos 30 minutos. (El eje Y muestra incrementos de 100 millones de años, no etiquetados).
c) muestra la evolución de la masa de la estrella donante en relación con el período orbital, alcanzando solo unas pocas centésimas de masa solar a medida que las pistas evolucionan hacia períodos orbitales más largos como CV de helio.
d) muestra cómo el donante pierde su hidrógeno en su camino para convertirse en un CV de helio. La estrella pierde todo su hidrógeno aproximadamente en el período orbital mínimo.
La simulación del equipo estableció un camino evolutivo para la estrella binaria en (a). A medida que las estrellas se acercan, la pérdida de masa se acelera y la temperatura de la estrella donante aumenta mientras trata de responder a la pérdida de masa. Luego, la temperatura desciende a medida que se fusiona el último hidrógeno. A medida que el período orbital se reduce y la estrella donante pierde masa, se expande y su temperatura cae adiabáticamente debido a la expansión. En ese punto, la estrella binaria es Helio CV.
Las ondas gravitacionales también juegan un papel en este estudio. La especialidad de Burdge son las fuentes astrofísicas de radiación gravitacional y electromagnética. Las ondas gravitacionales se midieron por primera vez en 2015, aunque se habían predicho mucho antes, y son un área importante de estudio en astronomía. “Las ondas gravitacionales nos permiten estudiar el universo de una forma totalmente nueva”, dijo Burdge.
Este par binario debería emitir ondas gravitacionales tan próximas entre sí. Tienen que estar muy juntos para emitir las ondas, pero no demasiado; a unos 10.000 km de separación, se fusionarán y explotarán, poniendo fin a las emisiones de ondas gravitacionales. “La gente predijo que estos objetos deberían hacer la transición a órbitas ultracortas, y se debatió durante mucho tiempo si podrían acortarse lo suficiente como para emitir ondas gravitacionales detectables. Este descubrimiento pone fin a eso”, dijo Burdge en un comunicado de prensa.
Burdge y sus colegas trabajaron duro para encontrar este par binario. Examinaron los datos de ZTF, en busca de variables que parpadearon repetidamente en menos de una hora. Eso indica que las estrellas cruzan sus órbitas y que el período orbital es corto. Primero, usaron un algoritmo para buscar datos ZTF en más de mil millones de estrellas. Ese algoritmo produjo alrededor de un millón de estrellas que brillaban cada hora. Budge luego revisó esa selección, buscando señales interesantes.
Eventualmente, se concentró en ZTF J1813+4251. “Apareció esto, donde vi que ocurría un eclipse cada 51 minutos, y dije, está bien, esto definitivamente es binario”, dijo Burdge.
“Este es un sistema especial”, dijo Budge. “Tuvimos doble suerte de encontrar un sistema que responda una gran pregunta abierta y es una de las variables cataclísmicas de comportamiento más hermoso que se conocen”.
Con información de UniverseToday.com
