No tenemos que preocuparnos demasiado por nuestro sol. Puede quemar nuestra piel y puede emitir poderosas dosis de sustancias cargadas, llamadas tormentas solares, que pueden dañar los sistemas eléctricos. Pero solo está el sol, 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 ha encontrado un par de estrellas binarias muy cercanas entre sí que orbitan cada 51 minutos, la órbita más corta en un sistema binario. Su proximidad entre sí causa problemas.
Las estrellas se llaman así de cercanas unas de otras variables catastróficas. En variantes cataclísmicas, la estrella principal es una enana blanca. En este par, la otra estrella es una estrella similar al Sol, pero mucho más antigua. Las enanas blancas son pequeñas en comparación con las estrellas, aproximadamente del tamaño de la Tierra, pero increíblemente densas. La fuerte gravedad de la enana blanca aleja el material de su compañera, la estrella donante. La sustancia forma un anillo acumulativo alrededor de la enana blanca. Este proceso crea destellos brillantes en momentos irregulares o cambiantes a medida que el disco se calienta y el material cae en la enana blanca.
Las estrellas en la variable cataclísmica deben estar juntas para que la «estrella vampiro» enana blanca extraiga material de la estrella donante. Los astrónomos conocen más de 1000 biografías, y solo una docena de ellas tienen órbitas de menos de 75 minutos. Pero los autores de este estudio han encontrado la órbita más cercana hasta el momento. Este par de estrellas solo necesita 51 minutos para completar su órbita. Esto es raro, y el par binario es evidencia de un eslabón perdido en astrofísica.
estudiar es»Una estrella densa de 0,1 masas solares en un período orbital de 51 minutos que oscurece un binario,Y fue publicado en Nature.El autor principal es Kevin Burdge, del Departamento de Física del Instituto Tecnológico de Massachusetts.Las estrellas en este estudio están a unos 3.000 años luz de distancia en la dirección de la constelación de Hércules.
«Esta estrella es como el sol, pero el sol no puede caber en una órbita de menos de ocho horas. ¿Qué pasa aquí?»
Kevin Bridge, Departamento de Física, Instituto Tecnológico de Massachusetts.
Estas estrellas están al final de una larga historia. Han sido compañeros durante unos 8 mil millones de años, aunque sus edades varían. Una es una enana blanca, el remanente estelar de una estrella de secuencia principal que ha pasado su fase de gigante roja y ahora es solo un núcleo de materia muy denso y sin fusionar. 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 actual interrumpe este camino al consumirlo lentamente.
La estrella más grande tiene aproximadamente la misma temperatura que nuestro sol. Pero ha perdido tanta masa que es pequeño; Sólo una décima parte del diámetro del Sol, o del tamaño de Júpiter. «Esta estrella es como el sol, pero el sol no puede caber en una órbita de menos de ocho horas. ¿Qué pasa aquí?» Burge dijo en un comunicado de prensa. la enana blanca es más pequeña; Su diámetro es aproximadamente 1,5 veces el diámetro de la Tierra, mientras que el material densamente empaquetado significa que el Sol tiene una masa de aproximadamente el 56%. Algo extraño.
Los astrónomos han descubierto otras binarias de eclipses, pero ninguna está tan cerca la una de la otra. La pareja no solo está extremadamente cerca el uno del otro, sino que se burlan mutuamente desde nuestra línea de visión. Esto brindó a los investigadores múltiples oportunidades para observar el eclipse y tomar medidas precisas de ambas estrellas.
Este par binario se llama ZTF J1813 + 4251. ZTF significa Instalación de tránsito de Zwicky, una destacada asociación público-privada que se dedica a un estudio visual del cielo del norte en busca de fenómenos transitorios como las variables. Pero el nombre no es tan importante. En cambio, es la etapa específica en la que se encuentra la pareja lo que hace que los científicos se sienten y tomen notas.
Los investigadores descubrieron que la estrella vampírica estaba quitando hidrógeno de la estrella donante y ahora está empezando a descomponer el helio. «Este es un caso raro en el que caímos en uno de estos sistemas durante la transición del hidrógeno a la acumulación de helio», dijo el autor principal Burdge.
Observar la transformación de una estrella binaria de hidrógeno a acumular helio es fundamental porque la clave es el eslabón perdido en astrofísica. Los astrónomos conocen un grupo de CV llamados CV de helio, pero no ha habido evidencia clara de cómo las estrellas en estos CV cambian 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 han observado una estrella haciendo la transición. Pero las notas ZTF J1813 + 4251 cambiaron eso. Las observaciones mostraron que la estrella donante tiene la misma temperatura que el Sol pero es 100 veces más masiva. Esta densidad significa que la estrella tiene una composición rica en helio y que la compañera de la enana blanca está ganando helio en lugar de hidrógeno.
«Este es un sistema especial».
Kevin Bridge, Departamento de Física, Instituto Tecnológico de Massachusetts.
Los científicos han predicho durante décadas que las estrellas binarias pueden encogerse hasta que sus órbitas se vuelvan extremadamente cortas y se conviertan en variables catastróficas. A medida que la enana blanca consume el hidrógeno de la estrella similar al Sol, el helio más denso se queda atrás. La estrella similar al sol se quema, dejando atrás un núcleo de helio. Un núcleo pesado de helio es suficiente para mantener la estrella muerta en una órbita cerrada.
Los frecuentes avistamientos de estrellas oscureciéndose 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. Estos resultados de simulación respondieron preguntas de larga data sobre variables catastróficas y la reducción de sus órbitas.
Las simulaciones muestran que después de unos 70 millones de años, la pareja se acercará hasta que el período orbital sea de solo 18 minutos. En este punto, será dihelio CV. Los autores escriben que esta transición es «… un eslabón que antes faltaba entre los CV ricos en helio y ricos en hidrógeno».
En las imágenes a continuación, la línea punteada naranja, la línea punteada roja y la línea punteada azul representan diferentes caminos evolutivos dependiendo de cuándo la estrella donante comenzó a perder masa a favor de una compañera WD durante su vida. Naranja cuando se inició al 97 % de la edad de la secuencia principal, rojo al 95 % y azul al 94 %. La estrella negra en la línea roja es donde se encuentra ZTF J1813 + 4251. (La línea morada representa el camino evolutivo de otro posible CV de transición llamado El Psc y se muestra a modo de comparación).
La simulación del equipo trazó 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. Entonces la temperatura desciende con la última fusión de hidrógeno. A medida que el período orbital se reduce y la estrella donante pierde masa, se expande y su temperatura desciende continuamente debido a la expansión. En ese punto, la estrella binaria es auto-helio.
(b) Muestra cómo la estrella binaria alcanzará un período de al menos 18 minutos en unos 75 millones de años. Luego, la pareja pasará los próximos 300 millones de años divergiendo hasta alcanzar una duración de unos 30 minutos. (El eje Y muestra incrementos de 100 millones de años, sin etiqueta).
c) Muestra la evolución de la masa del período orbital de la estrella donante, alcanzando unos pocos cientos de masas solares a medida que las trayectorias evolucionan hacia períodos orbitales más largos como CV de helio.
d) Demuestra cómo el donante pierde su hidrógeno en el camino para convertirse en un CV de helio. La estrella pierde todo su hidrógeno aproximadamente en su período orbital más bajo.
Las ondas gravitacionales también juegan un papel en este estudio. La especialidad de Bridge son las fuentes astrofísicas de gravedad y radiación electromagnética. Las ondas gravitacionales se midieron por primera vez en 2015, aunque se predijeron mucho antes, y son un importante campo de estudio en astronomía. “Las ondas de gravedad nos permiten estudiar el universo de una forma completamente nueva”, dijo Berg.
Este par binario debería emitir ondas gravitacionales muy próximas entre sí. Necesitan estar muy cerca uno del otro para hacer olas, pero no demasiado cerca; A una distancia de unos 10.000 kilómetros, se fusionarán y explotarán, poniendo fin a las emisiones de ondas gravitacionales. La gente esperaba que estos objetos viajaran a órbitas ultracortas, y se debatió durante mucho tiempo si podrían acortarse lo suficiente como para emitir ondas gravitacionales detectables. Burridge dijo en presione soltar.
Burge y sus colegas trabajaron duro para encontrar este par. Escanearon los datos del ZTF en busca de variables que parpadearan con frecuencia en menos de una hora. Esto 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 parpadean aproximadamente cada hora. Bridge luego miró esta identificación, buscando pistas interesantes.
En última instancia, concéntrese en ZTF J1813 + 4251. «Apareció esta cosa, donde vi un eclipse que ocurría cada 51 minutos, y dije, está bien, definitivamente es un binario», dijo Bridge.
«Este es un sistema especial», dijo Bridge. «Fuimos doblemente afortunados de encontrar un sistema que responde a una gran pregunta abierta y es una de las variables catastróficas de mejor comportamiento conocidas».
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