Estrella fallida

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Una estrella fallida completa una órbita alrededor de una estrella muerta cada 71 minutos

por Amelia Ortiz · Publicada 12 junio, 2017 ·
12/6/2017 de AAS / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Esta ilustración muestra el destino final de WD 1202 como variable cataclísmica. La enana marrón supera su lóbulo de Roche con forma de lágrima y vierte materia sobre su compañera compacta, la enana blanca. Un disco de acrecimiento de gas hidrógeno caliente rodea a ésta. Fuente: Bishop’s University.

Un equipo internacional de astrónomos ha encontrado en datos del rejuvenecido teelescopio espacial Kepler una gema: un sistema binario que consiste en una estrella fallida, también conocida como enana marrón, y el resto de una estrella muerta, conocido como enana blanca. Y una de las propiedades que hace que esta binaria sea tan notable es que el periodo orbital de los dos objetos es de sólo 71.2 minutos. Esto significa que las velocidades de las estrellas mientras giran una alrededor de la otra es de unos 100 km/s (una velocidad que te permitiría cruzar el Atlántico en menos de un minuto). Empleando cinco telescopios diferentes instalados en tres continentes distintos, los astrónomos fueron capaces de de deducir que el sistema binario se compone de una estrella fallida con una masa de 6.7% la masa del Sol (el equivalente a 67 veces la masa de Júpiter) y una enana blanca que tiene un 40% de la masa del Sol.

La caliente estrella enana blanca había sido identificada originalmente por el proyecto SDSS con el nombre WD1202-024 y se pensaba que era una estrella aislada. El Dr. Saul Rappaport (M.I.T.) y Andrew Vanderburg (Harvard Smithsonian Center for Astrophysics) estaban analizando las curvas de luz de más de 28 000 objetos observados durante la misión K2 del satélite Kepler cuando uno en particular llamó su atención. A diferencia de los tránsitos de exoplanetas que pasan por delante de sus estrellas nodriza y provocan una pequeña atenuación del brillo de la estrella, esta curva de luz mostraba eclipses razonablemente profundos y anchos, con una contribución sinusoidal al brillo entre eclipses que se piensa debida a una iluminación de la componente fría por la enana blanca mucho más caliente.

Los científicos desarrollaron un modelo de la binaria demostrando que es compatible con una enana blanca compuesta de helio que está siendo eclipsada por una compañera enana marrón de menor masa y mucho más fría que se ve casi de canto. La binaria inicial consistía en una estrella ordinaria de 1.25 veces las masa del Sol y una enana marrón que se encontraban en una órbita de 150 días. La estrella se expandió a medida que envejecía, convirtiéndose en una gigante roja que engulló a su compañera enana marrón. Ésta se precipitó hacia el centro de la gigante roja expulsando gran parte de la masa de la gigante. El resultado fue una enana marrón en una órbita extremadamente cercana al núcleo caliente de helio de la gigante. Entonces el núcleo se enfrío y se conviertió en la enana blanca que se observa hoy en día.

Según sus cálculos, la binaria inicial se formó hace unos 3 mil millones de años y la fase de envoltura común se produjo recientemente, relativamente hablando, hace unos 50 millones de años. En el futuro, los astrónomos piensan que la emisión de ondas gravitacionales agotará la energía orbital de la binaria de modo que dentro de 250 millones de años (o menos) la separación entre la enana blanca y la enana marrón será tan pequeña que la enana marrón empezará a ser canibalizada por su vecina. Cuando esto ocurra, la binaria presentará todas las características de una variable cataclísmica, como una curva de luz parpadeante debido al acrecimiento de materia del disco que rodea a la enana blanca. Es por ello que los investigadores se refieren al sistema WD 1202 como la variable precataclísmica de periodo más corto que haya sido descubierta.

[Fuente Noticia]

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